Nieskończoność światów - ebook

Wstęp

Jest taka anegdota, zapewne nie do końca autentyczna, która łączy fizyka Nielsa Bohra z funkcjonującą w mechanice kwantowej słynną zasadą nieoznaczoności Heisenberga. Bohr znany był z tego, że w trakcie publicznych wykładów twierdził, iż zakorzeniona w fizyce kwantowej komplementarność nieoznaczoności położenia i pędu – rosnąca precyzja, z jaką można wyznaczyć tę pierwszą wielkość, pociąga za sobą coraz większą niepewność w odniesieniu do wartości drugiej – ma zastosowanie do wszystkiego. Wszystko na tym świecie ma, według Bohra, kwantowe dopełnienie. Według anegdoty po jednym z wykładów do Bohra podszedł słuchacz i zapytał: „Profesorze Bohr, jeśli wszystko ma swoje dopełnienie, to co w takim razie jest dopełnieniem prawdy?”. Uczony bez najdrobniejszego zawahania odpowiedział: „Klarowność”. Tak właśnie jest z pisaniem na tematy naukowe. Nie da się uniknąć kompromisu między zaprezentowaniem czegoś w sposób prosty i zrozumiały a przedstawieniem pełnego i całkowicie poprawnego obrazu. Mam nadzieję, że udało mi się uzyskać właściwą równowagę między tymi dwoma aspektami, ale szukanie złotego środka nie było łatwe. Na przykład zdecydowałem nie poświęcać za wiele uwagi zmodyfikowanym teoriom grawitacji, strunom gazowym i związanym z nimi modelom kosmologicznym z termicznymi warunkami brzegowymi, problemowi młodego wyglądu w wiecznej inflacji i różnym interesującym próbom zdefiniowania użytecznej miary prawdopodobieństwa w inflacyjnym wieloświecie. Czytelnika zawiedzionego faktem, że jego ulubiony pomysł został zignorowany, mogę jedynie zapewnić, iż stało się to w imię zachowania równowagi między prawdą i klarownością. Dołożyłem wszelkich starań, aby stąpanie po tej wąskiej ścieżce charakteryzowała jak największa rzetelność. Nie jest to książka z zakresu historii nauki, chociaż starałem się jak najwierniej odzwierciedlić istotne wątki rozwoju tej dziedziny. Podobnie nie jest to książka poświęcona filozofii nauki. Chciałem ze wszech miar trzymać się zasady zawartej w poglądzie Richarda Feynmana, iż „filozofia nauki jest równie użyteczna dla naukowców jak ornitologia dla ptaków”. Na tym polu nie mogłem jednak odnieść sukcesu, gdyż z uwagi na naturę poruszanych tematów wątki filozoficzne są nie do uniknięcia.

Gdy byłem młodym człowiekiem dorastającym na amerykańskim Zachodzie, nie dysponowałam wieloma źródłami informacji w porównaniu z dzisiejszymi czasami. Miałem dostęp tylko do jednej stacji telewizyjnej (drugą mogłem się cieszyć wyłącznie, gdy była ładna pogoda) i nie mogłem oglądać programu Carla Sagana Kosmos, nadawanego wówczas przez PBS. Moi cudowni nauczyciele nauk przyrodniczych z liceum Whitefish dorabiali w trakcie letnich wakacji jako strażacy-skoczkowie spadochronowi i strażnicy leśni w Parku Narodowym Glacier, siłą rzeczy byli więc fachowcami bardziej w dziedzinie leśnictwa niż astronomii. Ostatnią deską ratunku był dla mnie „Scientific American”. W tamtych latach pismo zawierało artykuły autorstwa samych badaczy i pięknie wypełniało lukę między publikacjami prasowymi a książkami popularnonaukowymi. Zaczytywałem się nim namiętnie. Zapożyczyłem sporo z tamtego stylu – świadomie i nieświadomie – i starannie unikałem większości zasad ustanowionych przez samozwańczych ekspertów od „komunikacji naukowej”. Zamiast tego podjąłem próbę naśladowania stylu pisania o nauce, który miał na mnie największy wpływ, emanującego z takich lektur, jak The Blank Slate Stevena Pinkera, znakomitej pary książek Richarda Dawkinsa, Samolubny gen i Fenotyp rozszerzony, a także Gödel, Escher, Bach Douglasa Hofstadtera i Pierwsze trzy minuty Stevena Weinberga, jednocześnie czerpiąc inspirację w zakresie stylistyki od takich pisarzy, jak Joan Didion, Annie Dillard, Norman Maclean i Antoine de Saint-Exupéry. Choć zapewne udało mi się co najwyżej stworzyć słabe echo tekstów tych wielkich postaci, to jednak, koniec końców, wypowiadam się tu własnym głosem, a część mnie nadal tkwi głęboko w lasach Montany, gdzie do późnej nocy razem z przyjaciółmi wpatrywaliśmy się w nocne niebo, rozjaśnione rozmigotanymi kotarami zorzy polarnej, przebijającej nad wierzchołkami strzelistych drzew.ROZDZIAŁ 1

Początek świata

Na początku nic nie było, ani morza, ani ziemi, ani nieba, ani powietrza, ani światła, sama tylko przestrzeń, jaśniejąca i gorejąca, w miejscu, gdzie wszystko to być powinno.

Nordycki mit stworzenia

Wszechświat miał swój początek.

Wszystko, co widzimy, wszystko, co kiedykolwiek przyjdzie nam zobaczyć, jak też wszystko, czym jesteśmy, wzięło się z tego początku. Zaczęło się niemal czternaście miliardów lat temu w niewyobrażalnie gorącym kotle, w którym zostały wykute pierwsze pierwiastki. Kocioł ostygł, Wszechświat pociemniał, a potem rozbłysły pierwsze gwiazdy, które w swym krótkim życiu rozjaśniły kosmos emitowanym przez siebie światłem. Współczesna, precyzyjna kosmologia naświetliła szczegóły naszych kosmicznych początków, opisując rozszerzanie się Wszechświata, tworzenie struktury kosmologicznej, obfitość pierwiastków, istnienie egzotycznej ciemnej materii, ciemnej energii, a także mikrofalowego promieniowania tła (CMB) – wątłej poświaty, jaka pozostała po ogniu pierwotnego kotła. W efekcie wysiłków kosmologów powstał niezwykle spójny obraz pochodzenia i struktury kosmosu, znany jako standardowy model kosmologiczny, oparty na takich parametrach, jak krzywizna przestrzeni i gęstość materii, które zmierzono z dokładnością dopuszczającą błąd na poziomie kilku procent. Ta fizyczna teoria gorącego, niemowlęcego Wszechświata, określana mianem Wielkiego Wybuchu, stanowi jedno z najważniejszych osiągnięć nauki XX wieku. Mimo że teoria kreśląca obraz Wszechświata z początkiem w Wielkim Wybuchu osiągnęła sukces, to jednak pozostawiła wiele pytań bez odpowiedzi. Dlaczego Wszechświat jest tak duży? Dlaczego jest tak stary? Skąd wzięła się struktura wypełniającej kosmos materii? Dlaczego wczesny Wszechświat był tak prosty?

Jak w ogóle doszło do Wielkiego Wybuchu?

Teoria kosmologicznej inflacji jest naszą pierwszą próbą odpowiedzenia na te egzystencjalne pytania dotyczące kosmosu. W najprostszych słowach inflację można opisać jako teorię opowiadającą o tym, co stało się we wczesnym Wszechświecie przed rozpaleniem ognia pierwotnego pieca. Jest ona niesamowitym nowym połączeniem mikrokosmosu z kosmosem w skali makro, w którym fizyka bardzo dużych obiektów (cały kosmos) spotyka się z fizyką obiektów bardzo małych (cząstki elementarne i pola), wzajemnie domykając się w owym pierwszym momencie. Ten nowy obraz kosmicznych początków zawiera kwantową niepewność, która stanowi jego fundamentalną cechę, dzięki czemu otwiera się możliwość, że sam początek Wszechświata miał naturę kwantową. Tym sposobem inflacja wiąże kwestie początku Wszechświata z unifikacją grawitacji i fizyki kwantowej, a czyniąc to, rzuca wyzwanie naszym poglądom na temat tego, co w ogóle rozumiemy przez pojęcie teorii naukowej. To właśnie z tego powodu idea ta wzbudziła niemało kontrowersji. Inflacja ma moc formułowania przewidywań. Już teraz teoria przeszła kilka nietrywialnych testów obserwacyjnych, a parę dalszych przewidywań czeka na potwierdzenie. Mimo to teoria wciąż pozostaje w kręgu wysoce spekulatywnych idei i niezmiennie towarzyszą jej trudne do zrozumienia konsekwencje, takie jak choćby możliwość istnienia wiecznego, samoodnawiającego się Wszechświata.

W tej książce przedstawiam inflację jako ideę transformatywną w kosmologii, która objaśnia wcześniej niewytłumaczone cechy Wszechświata. Oferując te objaśnienia, inflacja zmienia to, jak postrzegamy podstawowe struktury kosmosu, i wprowadza zestaw nowych, intrygujących kwestii. Zapewnia nam pierwszą możliwość obserwacyjnego wglądu w kwantowe początki Wszechświata, na koniec skłaniając do zadania narzucających się pytań o naturę samej wiedzy naukowej.

ZASADA KOSMOLOGICZNA

Ogólna teoria względności Alberta Einsteina objaśnia siłę grawitacyjną jako iluzję wywołaną przez krzywiznę czasoprzestrzeni. Skoro grawitacja to geometria, to każda opowieść o historii Wszechświata jest zakamuflowaną przypowieścią na temat jego struktury. Nasz obraz Wszechświata zaczyna się, jak wiele fundamentalnych idei w fizyce, od zasady symetrii. Jest ona równie stara jak sama kosmologia, wyłaniająca się z pisanych dokumentów. Wszechświat starożytnego aleksandryjskiego astronoma Ptolemeusza był zbudowany na zasadzie idealnej symetrii sfery, z nieruchomą Ziemią w jego centrum i stałymi gwiazdami na zewnętrznej powłoce, primum mobile (rysunek 1.1).

Rysunek 1.1. Wszechświat ptolemejski.

Źródło: Commons.wikimedia.org/Fastfission/Public domain.

Ów ptolemejski obraz wywodził się z systemu fizyki zbudowanego przez Arystotelesa, wedle którego kosmos zawiera naturalny układ odniesienia – z centralnie położoną Ziemią – stanowiący osnowę dla wszystkich ciał materialnych. Zgodnie z poglądami Arystotelesa na dynamikę ruch ciał niebieskich jest absolutny i zawsze istnieje jakaś jego przyczyna – zewnętrzny sprawca. Taki punkt widzenia bezwzględnie pociąga za sobą konieczność rozdzielenia praw natury rządzących ciałami materialnymi od tych, które rządzą sferą niebieską, będącą w wiecznym ruchu. Konsekwentnie średniowieczni astronomowie wierzyli, że niebiosa zbudowane są z jakiejś eterycznej substancji, z natury różnej od tej tworzącej Ziemię. Z nowoczesnego punktu widzenia, wyznaczanego przez zasady dynamiki Isaaca Newtona, wydaje się to nie do odróżnienia, lecz jest sensownym opisem rzeczywistości. Jeżeli oddziałujemy siłą na jakieś ciało, wprawimy je w ruch, ale niebawem ciało to ponownie znajdzie się w spoczynku. Analogicznie, nie ma żadnego apriorycznego powodu, by wierzyć, że ciała na sferze niebieskiej podlegają tym samym zasadom, które obowiązują na Ziemi, ponieważ nasza planeta ma w kosmosie szczególne położenie. Mimo swej symetrii wszechświat Ptolemeusza jest hierarchiczny, z Ziemią w samym centrum, najniższym punkcie świata, oraz z ciałami niebieskimi rozłożonymi powyżej, na koncentrycznych sferach. Ludzkość pojawia się w świecie materialnym i podlega prawom fizyki. Świat nieziemski pozostaje na zawsze odrębny, dostępny jedynie naszym ciałom duchowym. Laureat Nagrody Nobla Anatole France w 1921 roku w książce Ogród Epikura opisał świat widziany ze średniowiecznej perspektywy:

Patrząc w górę, dostrzegł nad sobą dwanaście sfer. Pierwsza była sferą pierwiastków, zawierającą powietrze i ogień. Druga była sferą Księżyca, Merkurego i Wenus, którą Dante odwiedził w Wielki Piątek roku 1300. Dalej znajdowała się sfera Słońca, Marsa, Jowisza i Saturna, ponad nią zaś rozciągał się nieskazitelny firmament, na którym, niczym zawieszone tam lampy, jaśniały niezliczone gwiazdy. Wyobraźnia poniosła spojrzenie jeszcze wyżej i oko jego umysłu dostrzegło w sinej dali Dziewiąte Niebiosa, dokąd w chwale przenoszą się Święci, sferę primum mobile lub krystaliczną, i ostatecznie sferę Empireum, miejsce pobytu Błogosławionych, gdzie po śmierci powitają jego duszę przyodziane w biel dwa anioły (w co niezłomnie wierzył), jakby znowu była małym dziecięciem, obmytym przez chrzest i namaszczonym olejkami ostatniego sakramentu. W owych czasach Bóg nie miał innego potomstwa poza ludzkością, a całe królestwo Jego stworzenia było zarządzane na modłę jednocześnie naiwną i poetyczną, niczym obrządek w ogromnej katedrze. Stworzony w ten sposób Wszechświat był tak prosty, że doskonałym jego odbiciem, wraz z prawdziwym kształtem i ruchem własnym, mogły być rozmaite wielkie zegary, sklecone i pomalowane przez rzemieślników średniowiecza1.

Bóg nie miał innych dzieci poza ludzkością: w kosmosie Ptolemeusza tkwiliśmy zupełnie osamotnieni, będąc zarówno istotami wyjątkowymi, jak i niższymi.

Wszystko zmienił Kopernik. Wyszarpnął Ziemię z jej położenia i nakazał poruszać się w kosmosie, formułując zasadę kopernikańską:

położenie Ziemi we Wszechświecie nie jest w żaden sposób wyróżnione.

Kopernik zaproponował obraz Wszechświata zachowujący sferyczną symetrię leżącą u podstaw wizji Ptolemeusza (i w rzeczywistości wcale nie był pierwszym, który mówił o heliocentrycznej kosmologii), ale pierwszy sformułował swoją zasadę w języku względności, dostrzegając, że spójna kosmologia heliocentryczna wymaga wprowadzenia pojęcia ruchu względnego. W swym najważniejszym dziele, O obrotach, pisał: „Wszelka bowiem zmiana co do miejsca, jaką dostrzegamy, powstaje albo na skutek ruchu obserwowanego przedmiotu, albo na skutek ruchu obserwatora, albo też na skutek niejednakowej zmiany jednego i drugiego z nich”2. Idea ta, na równi z samym heliocentryzmem, wyznaczała głębię poglądów Kopernika na Wszechświat: ruch jest względny i żaden obserwator nie jest uprzywilejowany. Była to radykalna zmiana wobec ruchu absolutnego Arystotelesa, stanowiąca podstawę pod późniejsze, bardziej precyzyjne wyrażenie względności przez Galileusza i potem ostatecznie przez Einsteina. Utorowała też drogę do wielkiej unifikacji Ziemi i sfery niebieskiej, zrealizowanej przez Newtona w jego zasadach dynamiki i prawie ciążenia. W chwili gdy Newton zdał sobie sprawę, iż siła, która przyciąga spadające jabłko, jest tą samą, która utrzymuje Księżyc na orbicie wokół Ziemi oraz planety na orbitach wokół Słońca, dopełnił się akt zniszczenia arystotelesowskiej hierarchii, rozróżniającej prawa rządzące ciałami ziemskimi i prawa rządzące ciałami niebieskimi. Zawsze żyliśmy w niebiosach.

Nasz współcześnie tworzony obraz kosmologiczny przenosi ideę Kopernika na kolejny poziom. Standardowy model kosmologiczny, zakorzeniony w teorii grawitacji Einsteina, czyli ogólnej teorii względności, został zaproponowany niezależnie przez Aleksandra Friedmanna, księdza Georges’a Lemaître’a, Howarda P. Robertsona i Arthura Geoffreya Walkera3. Opiera się on na prostym rozszerzeniu zasady kopernikańskiej:

położenie jakiegokolwiek obserwatora we Wszechświecie nie jest w żaden sposób wyróżnione.

Stwierdzenie to znane jest pod nazwą zasady kosmologicznej, który to termin ukuł Edward A. Milne4. Z zasady kosmologicznej wynika, że Wszechświat musi być jednorodny (przynajmniej w sensie statystycznym), czyli jednakowy niezależnie od wybranego punktu, musi być też izotropowy, czyli taki sam w każdym kierunku. Niesie to ze sobą poważne konsekwencje. Pierwszą z nich jest wniosek, że taki Wszechświat nie może mieć przestrzennego ograniczenia, brzeg stanowiłby bowiem wyróżnione położenie. Brak brzegu mocno ogranicza możliwości w zakresie geometrii kosmosu – Wszechświat musi być albo zamkniętą powierzchnią, jak powierzchnia sfery lub torusa w wyższym wymiarze, albo musi się rozciągać w nieskończoność. Jednak brak ograniczenia przestrzennego nie przekłada się na brak ograniczenia w czasie. Jeśli zastosujemy ogólną teorię względności Einsteina do jednorodnego, izotropowego wszechświata, to odkryjemy, że taki wszechświat musi w nieunikniony sposób ewoluować. Dostrzeżemy też, że musiał mieć początek – ograniczenie w czasie, poza którym nie istniał ani czas, ani przestrzeń.

OGRANICZENIE W CZASIE

Czy jest możliwe, aby zrozumieć początki kosmosu? Większość fizyków ma kłopot z akceptowaniem filozoficznych aspektów tego pytania, a wielu gwałtownie kontestowałoby treść zdania otwierającego ten rozdział. (Wrócę do tej kwestii w ostatnim rozdziale książki). Prawo fizyczne opiera się na ciągu przyczynowo-skutkowym, z ewolucją w czasie opisywaną przez równania różniczkowe. Wydaje się, że początki kosmosu wymagają istnienia pierwszej przyczyny, która ze swej natury znajduje się poza obszarem prawa fizycznego. Sprawy pogarsza jeszcze obecność w tym granicznym momencie osobliwości początkowej, w której wielkości fizyczne, takie jak gęstość i temperatura Wszechświata, zmierzają do nieskończoności. Osobliwość ta nie jest szczególną cechą jakiegoś konkretnego modelu kosmologicznego. Słynne twierdzenia Stephena Hawkinga oraz Hawkinga i Rogera Penrose’a pokazują, że osobliwości początkowe zawsze występują w czasoprzestrzeni, która spełnia pewne ogólne własności fizyczne5. Takie początki od punktu charakteryzowanego przez nieskończoności nie tylko nie są zabronione przez ogólną teorię względności, ale są wręcz czymś zwyczajnym. Powszechnie przyjmuje się, że osobliwości wskazują na niespójność teorii Einsteina, która zostanie usunięta przez jakąś bardziej fundamentalną teorię, choćby kwantową teorię grawitacji. Przyszłość pokaże, czy rzeczywiście tak się stanie.

Oprócz fundamentalnego problemu osobliwości początkowej podstawowy obraz Wszechświata zaczynającego się od Wielkiego Wybuchu pozostawia otwarte jeszcze inne newralgiczne kwestie, wspomniane na początku rozdziału. Dlaczego Wszechświat jest tak duży? Dlaczego jest tak stary? Skąd wzięła się struktura wypełniającej kosmos materii? Dlaczego wczesny Wszechświat był tak prosty? Nie są to jałowe pytania. W rozdziale 3 zobaczymy, że standardowa kosmologia nie tylko nie odpowiada na te pytania, ale też nie może na nie odpowiedzieć, z powodów zasadniczo tkwiących w samej teorii względności. Żeby pokazać to precyzyjniej, skupię się na dwóch obserwowanych własnościach Wszechświata: jego niemal idealnej jednorodności i równowadze termicznej na wczesnym etapie oraz prawie dokładnej geometrycznej płaskości przestrzeni. Ponieważ grawitacja jest siłą manifestującą się przez przyciąganie, niejednorodności z czasem tylko się powiększają. Dzisiejszy Wszechświat jest lokalnie niejednorodny – planety, gwiazdy i galaktyki są znacznie gęstsze od średniej gęstości kosmologicznej, która odpowiada masie pięciu atomów wodoru na metr sześcienny przestrzeni. Jednak zakładana przez zasadę kosmologiczną jednorodność znajduje potwierdzenie w obserwacjach, gdy przeprowadzimy uśrednienie w dużej skali. To, że obecnie Wszechświat wydaje się jednorodny, to jedna sprawa, ale jest bardzo prawdopodobne, że był taki również na wczesnym etapie istnienia. Kilkaset tysięcy lat po Wielkim Wybuchu, kiedy obojętne elektrycznie atomy wodoru i helu po raz pierwszy wyłoniły się z pierwotnej plazmy, Wszechświat był ujednolicony na poziomie kilku części na 100 000. Podobnie zmierzone obserwacyjnie odstępstwa od dokładnej geometrycznej płaskości przestrzeni sięgają co najwyżej ułamka procenta6. Krzywizna przestrzeni, jak niejednorodność, rośnie pod wpływem grawitacji – niewielka początkowo krzywizna Wszechświata z czasem będzie się powiększać. Jeśli obecnie Wszechświat jest tak geometrycznie płaski, że różnice sięgają dziesiątej części procenta, to kiedy miał zaledwie kilka minut, różnice te musiały być na poziomie jednej bilionowej. Zarówno jednorodność, jak i ta dokładna geometryczna płaskość pozostaje niewyjaśniona w świetle standardowej teorii Wielkiego Wybuchu, którą omawiam bardziej szczegółowo w rozdziale 3.

Te dwie fundamentalne zagadki Wielkiego Wybuchu związane są z warunkami początkowymi. Dlaczego Wszechświat był na początku tak geometrycznie płaski i tak gładki? Co ustaliło warunki początkowe dla gorącej równowagi termicznej Wszechświata w Wielkim Wybuchu? Tematem tej książki jest nowoczesna teoria dotycząca kosmicznych warunków początkowych, nazywana inflacją. Inflacja to okres wykładniczo szybkiej ekspansji, który, jak się zakłada, nastąpił przed nastaniem stanu gorącej równowagi termicznej we wczesnym Wszechświecie. Podobnie jak obecnie ciemna energia, była ona najprawdopodobniej okresem ekspansji zdominowanym przez energię próżni, przez które to pojęcie rozumiemy energię samej pustej przestrzeni. Wszechświat w trakcie inflacji pozostawał zimny, jego temperatura bowiem była bliska zera absolutnego, był też zupełnie pusty, poza energią pustej przestrzeni. Szacuje się, że energia ta osiągnęła poziom rzędu 1015 miliardów elektronowoltów, czyli była większa od energii osiąganej w dzisiejszych akceleratorach cząstek mniej więcej o czynnik 100 miliardów. Z powodu tych nadzwyczaj dużych wartości energii fizyka odpowiedzialna za inflację potencjalnie ma związek z fizyką rządzącą unifikacją oddziaływań silnych i elektrosłabych, nazywaną wielką unifikacją, mogłaby nawet rzucić światło na teorie kwantowe grawitacji, takie jak teoria strun. Ta „fizyka niczego”, szczegółowo omówiona w rozdziale 4, stwarza możliwość powiązania struktury obecnego kosmosu i fizyki najwyższych energii przez najwcześniejsze chwile na początku przestrzeni i czasu.

Inflacyjny obraz wczesnego Wszechświata zawiera kwantową niepewność jako jeden z kluczowych elementów. Kwantowe „rozmycie” w pustej przestrzeni napędza tworzenie drobnych fluktuacji w gwałtownie ekspandującej czasoprzestrzeni – proces blisko spokrewniony z promieniowaniem czarnych dziur Hawkinga. Kwantowe fluktuacje próżni, rozciągnięte przez gwałtowną ekspansję do ogromnych rozmiarów, tworzą tło drobnych fluktuacji gęstości pierwotnej zupy kosmicznej. Te początkowe ziarenka zapadają się na późniejszych etapach ewolucji Wszechświata, stanowiąc zalążek formujących się galaktyk, gwiazd i planet. W ten sposób inflacja nie tylko objaśnia jednorodność kosmosu po Wielkim Wybuchu, lecz także zgrabnie tłumaczy niejednorodności, o czym piszę w rozdziale 5. Konsekwencją jest to, że da się ją bezpośrednio testować na drodze obserwacji astrofizycznych. W rozdziale 6 podsumowuję dowody uzasadniające uznanie inflacji za spójną teorię kosmologiczną oraz to, czego jeszcze możemy dowiedzieć się w przyszłości.

Kwantowa natura inflacji wpływa nie tylko na lokalne własności kosmosu, lecz także na jego ogólną strukturę. Kiedy robimy krok wstecz i rozważamy inflacyjny Wszechświat jako całość, odkrywamy, że inflacja sugeruje, iż struktura kosmosu w najwyższej skali i na najwcześniejszych etapach jego istnienia ma całkowicie kwantową naturę. Nie ma jednego Wielkiego Wybuchu, lecz jest ich raczej nieskończenie wiele, osadzonych w większym kwantowym wieloświecie, który przechodzi wykładnicze samopowielanie – proces nazywany wieczną inflacją. W rozdziałach 7 i 8 zastanawiam się nad wieczną inflacją i jej konsekwencjami. Musimy odnaleźć znaczenie kosmicznej teorii, która przewiduje, że cały obserwowalny Wszechświat, wszystko, co możemy dostrzec teraz i kiedykolwiek w przyszłości uda nam się zobaczyć, jest tylko jednym z nieskończenie wielu światów, na zawsze ukrytych przed naszym wzrokiem.

Opowiadając o inflacji, musimy zacząć od początku, którym jest standardowy model Wszechświata poczętego w Wielkim Wybuchu.

CIĄG DALSZY DOSTĘPNY W PEŁNEJ, PŁATNEJ WERSJI

PEŁNY SPIS TREŚCI:

Wstęp

ROZDZIAŁ 1. Początek świata

ZASADA KOSMOLOGICZNA

OGRANICZENIE W CZASIE

ROZDZIAŁ 2. Standardowy model kosmologiczny

EKSPANSJA A WIELKI WYBUCH

KOSMICZNA HISTORIA: MATERIA, PRÓŻNIA I ŚWIATŁO

KOSMICZNA LINIA CZASU

ROZDZIAŁ 3. Kosmiczny horyzont

OGRANICZENIE POLA WIDZENIA

PROBLEM HORYZONTU

PIERWOTNA ANIZOTROPIA

KRZYWIZNA I PROBLEM PŁASKOŚCI

KOSMICZNE ZAGADKI

ROZDZIAŁ 4. Fizyka niczego

ENERGIA PRÓŻNI I KOSMICZNA AKCELERACJA

INFLACJA

NIESTABILNOŚĆ I ZŁAMANIE SYMETRII

INFLATON

POWOLNE STACZANIE I PONOWNE OGRZEWANIE

ROZDZIAŁ 5. Próżnia kwantowa i struktura kosmosu

PRÓŻNIA KWANTOWA

PIERWOTNE ZABURZENIA

ROZDZIAŁ 6. Testując inflację

SZERSZA PERSPEKTYWA

ZABURZENIA POZAHORYZONTALNE

PIERWOTNE FALE GRAWITACYJNE

NIEZMIENNICZOŚĆ SKALI: WYKRES ZOO POTENCJAŁÓW

PRZYSZŁE TESTY: RELACJE SPÓJNOŚCI

WARIACJE NA TEMAT

ROZDZIAŁ 7. Wieczna inflacja i wieloświat

WIECZNA INFLACJA

WIELOŚWIAT W TEORII STRUN

ZASADA ANTROPICZNA

ROZDZIAŁ 8. Takie sobie bajeczki

CZEGO INFLACJA NIE WYJAŚNIA

ALTERNATYWY WOBEC INFLACJI

POCZĄTEK

Podziękowania

Glosariusz

Dalsze lektury

------------------------------------------------------------------------

1 Wydanie polskie: Ogród Epikura, przeł. W. i J. Dąbrowscy, Vita Nuova, Warszawa 1922 (przyp. red.).

2 Mikołaj Kopernik, Dzieła wszystkie, t. II: O obrotach, przeł. Mieczysław Brożek, Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa–Kraków 1976, s. 12.

3 Aleksandr Friedmann, Über die Krummung des Raumes, „Zeitschrift für Physik” 10, nr 1 (1 grudnia 1922), s. 377–386; Georges Lemaître, A Homogeneous Universe of Constant Mass and Increasing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extra-Galactic Nebulae, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society” 91, nr 5 (13 marca 1931), s. 483–490; Howard P. Robertson, Kinematics and World-Structure, „Astrophysical Journal” 1935, nr 82, s. 284.

4 G.J. Whitrow, E.A. Milne and Cosmology, „Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society” 1996, nr 37, s. 365–367, http://adsabs.harvard.edu/full/1996QJRAS..37..365W.

5 Stephen William Hawking, The Occurrence of Singularities in Cosmology, „Proceedings of the Royal Society of London A: Mathematical and Physical Sciences” 294, nr 1439 (18 października 1966), s. 511–521; Stephen William Hawking, The Occurrence of Singularities in Cosmology II, „Proceedings of the Royal Society of London A: Mathematical and Physical Sciences” 295, nr 1443 (20 grudnia 1966), s. 490–493; Stephen William Hawking, Roger Penrose, The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology, „Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences” 314, nr 1519 (styczeń 1970), s. 529–548; Stephen W. Hawking, George F.R. Ellis, The Large Scale Structure of Space-Time, Cambridge University Press, Cambridge 1973.

6 N. Aghanim, Yashar Akrami, Mark Ashdown, Jonathan Aumont, Carlo Baccigalupi, Mario Ballardini, A.J. Banday i in., Planck 2018 Results: VI. Cosmological Parameters, 2018, http://arxiv.org/abs/1807.06209.