Inflacja jest zabójcza dla gospodarki, ale była życiodajna dla wszechświata

Trudno dziś znaleźć osobę, która nie słyszałaby o Wielkim Wybuchu. W błędzie są jednak ci, którzy uważają, że teoria ta dotyczy początku, czy wręcz stworzenia wszechświata. Jest ona tylko naukowym modelem, który pozwala prześledzić ewolucję kosmosu od pewnej chwili w dalekiej przeszłości po jeszcze bardziej odległą przyszłość. Dzięki niemu możemy połączyć w spójną narrację wątki i fakty pozornie tak od siebie odległe, jak rozbieganie się galaktyk i liczba atomów wodoru przypadających w kosmosie na jeden atom helu.

Jak każda hipoteza czy teoria naukowa, tak i ta jest poprawiana, udoskonalana i nieustannie zestawiana z nowymi danymi. Dotychczasowe konfrontacje przeszła pomyślnie, co oczywiście nie wyklucza, że kiedyś trzeba ją będzie gruntownie zrewidować. Na razie astronomowie fastrygują do niej różne koncepcje mające poszerzyć zakres stosowalności. Jedną z nich jest kosmiczna inflacja, do której być może doszło w zaraniu dziejów. Żeby wyjaśnić, o co w niej chodzi, potrzebny jest dość długi wstęp.

Dwa równania do rozwiązania

Matematyczną podstawą modelu Wielkiego Wybuchu jest ogólna teoria względności Einsteina (dalej: OTW). W ciągu ponad stu lat od ogłoszenia poddano ją tak wielu pomyślnie zakończonym testom, że o jej unieważnieniu nie ma mowy. Można jedynie pokusić się o jej uogólnienie – tak jak ona sama uogólniła mechanikę Newtona, poprawnie opisując warunki, w których ta druga się załamuje (bardzo silne pole grawitacyjne i ruch z prędkościami bliskimi prędkości światła).

Podstawowe równanie OTW zajęłoby pół wiersza. Prostota jest jednak bardzo złudna, bowiem w ogólnym przypadku rozpada się ono na dziesięć równań rozwiązywalnych wyłącznie przy użyciu najpotężniejszych współczesnych komputerów. Modelowanie całego kosmosu z planetami, gwiazdami, galaktykami i gromadami galaktyk byłoby zadaniem beznadziejnym, gdyby nie to, że w dużej skali jest on izotropowy i jednorodny: gdziekolwiek skierujemy teleskop, w dostatecznie dużej odległości od naszej Galaktyki zobaczymy statystycznie to samo („duża odległość” to mniej więcej pół miliarda lat świetlnych). Dwa dowolnie wybrane obszary o takich rozmiarach zawierają zbliżone liczby podobnie rozmieszczonych i podobnie wyglądających galaktyk. Ogólny kosmiczny krajobraz jest więc raczej monotonny.

Galaktyki rozbiegają się, i to w taki sposób, że poza nielicznymi wyjątkami każda oddala się od wszystkich pozostałych. Podobnie zachowują się rodzynki w wyrastającym cieście drożdżowym. Jeśli daną parę galaktyk dzieli odległość d, to rozbiega się ona z prędkością proporcjonalną do d.

Zjawisko to, odkryte w latach 20. przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a, jest interpretowane w OTW jako rozszerzanie się całej przestrzeni, która unosi ze sobą galaktyki. Współczynnikiem proporcjonalności w związku między odległością i prędkością jest liczba nazywana tradycyjnie – choć nieściśle – stałą Hubble’a (wprawdzie jest ona w każdej chwili jednakowa w całej przestrzeni, ale zmienia się z upływem czasu). W przeszłości przestrzeń była bardziej zwarta, w związku z czym galaktyki znajdowały się bliżej siebie niż obecnie, a średnia ilość masy i energii przypadającej średnio w kosmosie na jednostkę objętości (dalej: gęstość kosmicznego substratu) była odpowiednio większa.

W izotropowym i jednorodnym modelu kosmosu z dziesięciu równań OTW zostają tylko dwa, w dodatku stosunkowo proste i dające się łatwo rozwiązać. Chcąc za ich pomocą odtworzyć minione etapy kosmicznej ewolucji, trzeba, jak to się fachowo określa, „zadać warunki początkowe”. W praktyce należy zmierzyć aktualną gęstość substratu oraz wyznaczyć aktualną wartość stałej Hubble’a. Oba pomiary są prowadzone różnymi metodami już od kilkudziesięciu lat i dają coraz dokładniejsze wyniki.

Nieskończenie wiele rozwiązań

Wrzućmy zatem nasze dwa równania wraz z warunkami brzegowymi do komputera (w tym przypadku do modelowania wystarczy zwykły laptop). I zacznijmy cofać się w czasie ścieżką wytyczoną przez OTW.

Po niespełna 14 mld lat dotrzemy do tzw. osobliwości, w której gęstość substratu staje się nieskończenie wielka. Nie jest to jednak początek wszechrzeczy, lecz tylko sygnał alarmowy, który oznajmia, że przekroczyliśmy granicę stosowalności teorii Einsteina. Tuż przed osobliwością załamuje się zresztą nie tylko OTW, lecz wszystkie znane nam prawa fizyki. Gdzie zatem kończy się w miarę jeszcze twardy naukowy grunt? Okazuje się, że zdumiewająco blisko osobliwości – ułamek nano­sekundy przed nią. Wszechświat wypełniała wtedy tzw. plazma kwarkowo-gluonowa, którą na Ziemi bada się dziś za pomocą potężnych akceleratorów.

Podróż powrotna do teraźniejszości wymaga zadania warunków początkowych w epoce kwarkowo-gluonowej. Wprawdzie znamy je dzięki przeprowadzonym przed chwilą obliczeniom, lecz nie będziemy z nich korzystać. Jakiekolwiek pomiary są oczywiście wykluczone, ale od czego mamy laptop? Niech liczy warianty kosmicznej ewolucji odpowiadające dobieranym na chybił trafił warunkom początkowym, dopóki nie odtworzy wszechświata, jakim go widzimy obecnie.

Niestety, zadowalającego wyniku możemy się nie doczekać. Okazuje się bowiem, że aby „trafić do domu”, trzeba dobrać gęstość substratu i stałą Hubble’a w taki sposób, by ich kombinacja (tzw. parametr Ω) miała wartość 1 z dokładnością do dwudziestu czterech miejsc po przecinku.

Ω = 1 odpowiada wszechświatowi płaskiemu, który rozszerza się nieograniczenie, lecz na tyle wolno, że mogą się w nim uformować galaktyki, gwiazdy i planety. Każda wartość Ω mniejsza od 1 przenosi nas do jednego z wszechświatów otwartych, które według OTW szybko się rozdymają i rozpływają w praktyczną nicość. A każda wartość większa od 1 – do jednego z wszechświatów zamkniętych, które po osiągnięciu maksymalnych rozmiarów zapadają się i toną w osobliwości. I jednych, i drugich można wymodelować nieskończenie wiele. Co sprawiło, że nasz wszechświat był tak idealnie płaski? Teoria Wielkiego Wybuchu nie daje odpowiedzi na to pytanie.

Mechanizm gwałtownego pęcznienia

W miarę upływu czasu gęstość i temperatura kosmicznego substratu malały, a on sam przechodził kolejne metamorfozy. Plazma kwarkowo-gluonowa przekształciła się w protony i neutrony, których część została następnie związana w jądrach deuteru, helu i litu. Gdy kosmos miał 380 tys. lat, do jąder atomowych dołączyły elektrony. Uwolnione zostało wtedy światło, które dociera dziś do nas z całego nieba w postaci tzw. mikrofalowego promieniowania tła, niosąc informację o warunkach panujących w tej odległej epoce. Badając je, stwierdzono, że w całym wszechświecie materia była wówczas rozmieszczona niemal idealnie równomiernie.

Kosmos znajdował się zatem w stanie równowagi, mimo że według teorii Wielkiego Wybuchu osiągnąć go nie mógł, bo nie miał na to czasu. Obszary dążące do równowagi muszą w jakiś sposób, i to odpowiednio długo, na siebie oddziaływać. Patrząc na dwa ­dowolne wycinki mikrofalowego nieba oddalone od siebie co najmniej o kilka stopni, widzimy rozłączne obszary wczesnego kosmosu, które mają tę samą średnią gęstość i temperaturę. Problem w tym, że w ciągu 380 tys. lat istnienia wszechświata nie mogły się ze sobą skomunikować, nawet gdyby informacja przepływała między nimi z prędkością światła. Co więcej, nieznaczne fluktuacje gęstości i temperatury wokół wartości średnich mają w obu fragmentach te same właściwości statystyczne.

Mechanizm zdolny do idealnego wypłaszczenia i ujednorodnienia kosmosu w bardzo wczesnych stadiach jego ewolucji przedstawili Alan Guth, Andriej Linde i Aleksiej Starobinski. Zgodnie z opracowaną przez nich na przełomie lat 70. i 80. hipotezą inflacji, przed epoką kwarkowo-gluonową doszło do gwałtownego przyspieszenia kosmicznej ekspansji. Wszechświat błyskawicznie „spęczniał” wtedy w takim stopniu, że wszystkie odległości zwiększyły się w nim o czynnik 10²⁶ (tak powiększone ziarnko piasku miałoby średnicę kilkunastu milionów lat świetlnych). Jednocześnie ówczesny obserwator stracił z pola widzenia ogromną większość kosmicznego substratu, z którym miał kontakt na początku inflacji.

Ucieczka za horyzont

Jak do tego doszło, można wyjaśnić, utożsamiając granicę pola widzenia z tzw. horyzontem Hubble’a, poza którym znajdują się obiekty uciekające od obserwatora z szybkością większą od prędkości światła. Takich ruchów zabrania szczególna teoria względności Einsteina, ale pamiętajmy, że jej ograniczenia dotyczą wyłącznie przemieszczania się obiektów w przestrzeni. W tym przypadku mamy do czynienia z unoszeniem obiektów przez przestrzeń, a ta może ekspandować dowolnie szybko (podobnie woda w rzece może płynąć szybciej niż ryby w wodzie). Horyzont na ogół nie zajmuje ustalonego położenia, lecz zbliża się do obserwatora, gdy stała Hubble’a rośnie, i oddala, gdy stała Hubble’a maleje. W wyjątkowej pod tym względem epoce inflacji miał stałe rozmiary, przez co ekspandująca przestrzeń „wypływała” zeń wraz ze swą zawartością.

Pomijając nieistotne tutaj niuanse, można powiedzieć, że cokolwiek znajduje się poza horyzontem, jest dla jakichkolwiek badań niedostępne. Po inflacji można zatem badać jedynie znikomo mały fragment kosmosu, w którym zatarły się wszelkie ślady pierwotnej krzywizny (luźną analogią jest obrączka leżąca na balonie: po nadmuchaniu balonu jego krzywizna w obrębie obrączki stanie się niedostrzegalna).

Po inflacji kosmos nadal ekspanduje, ale już znacznie wolniej, w tempie podyktowanym przez teorię Wielkiego Wybuchu. Stała Hubble’a maleje, horyzont zaczyna oddalać się od obserwatora i obejmować fragmenty substratu, które według tej teorii nigdy się ze sobą nie kontaktowały. Wyglądają jednak statystycznie tak samo, ponieważ były w kontakcie przed inflacją i dopiero w jej trakcie „straciły się nawzajem z oczu”.

Inflacja rozwiązuje też problem pochodzenia drobnych, lecz niesłychanie dla nas ważnych zaburzeń gęstości we wczesnym wszechświecie (ważnych, ponieważ pod wpływem grawitacji przekształciły się one we wszystkie obserwowane dziś struktury kosmiczne, od supergromad i gromad galaktyk po galaktyki, gwiazdy i układy planetarne). Według niej są to ślady samowzbudnych kwantowych fluktuacji odpowiedzialnego za inflację pola. Natura tego pola, zwanego inflatonowym, pozostaje nieznana, ale dobra zgodność przewidywanych zaburzeń z obserwowanymi jest powszechnie uważana za silny argument za ogólną poprawnością hipotezy inflacyjnej.

Pierwszy krzyk wszechświata

Jej krytycy zwracają uwagę na wysoką cenę, jaką przychodzi płacić za rozwiązanie problemów teorii Wielkiego Wybuchu. Po pierwsze, odpowiednio manipulując parametrami pola inflatonowego, można otrzymać różne wszechświaty poinflacyjne, z których tylko nieliczne odpowiadają oczekiwaniom. Problemy nie tyle zostają usunięte, co przeniesione gdzie indziej. Po drugie, trzeba pogodzić się z tym, że solidny kawał kosmosu jest dla nas całkowicie niedostępny. Jak wielki? Tego oczywiście nie wiemy, ale na pewno znacznie większy od rozmiarów naszego horyzontu.

Co gorsza, możliwa jest niepowstrzymana („wieczna”) inflacja, która wytwarza konglomerat niekontaktujących się ze sobą wszechświatów, tzw. wieloświat. Paul Steinhardt, słynny kosmolog z Princeton University, poczuł się tym wszystkim zniechęcony do tego stopnia, że ze zwolennika hipotezy inflacji stał się jej stanowczym przeciwnikiem i przedstawił całkowicie odmienną koncepcję tzw. wszechświata cyklicznego.

Spory kosmologów nie są jednak całkowicie jałowe, ponieważ różne wizje wczesnego wszechświata dają różne przewidywania, które można zweryfikować drogą obserwacji. Konkretnie chodzi o wzbudzane w pierwszych pikosekundach istnienia kosmosu fale grawitacyjne, które powinny były zostawić charakterystyczny ślad w promieniowaniu mikrofalowym. Na razie go nie znaleziono, ale jeśli oczekiwany sygnał pojawi się już po zaledwie dwukrotnym zwiększeniu czułości dzisiejszych detektorów, to na placu boju pozostanie praktycznie tylko inflacja. Jej konkurentki, przewidujące dużo słabsze sygnały, zostaną wyeliminowane.

Choć na początku historii wszechświata ciągle stoi znak zapytania, to jej koniec wydaje się nie budzić wątpliwości. Odkryta ćwierć wieku temu ciemna energia odgrywa taką samą rolę jak pole inflatonowe: przyspiesza kosmiczną ekspansję. Na razie bardzo powoli, ale jeśli poprawnie interpretujemy obserwacje, to w dalekiej przyszłości kosmos rozpędzi się w takim stopniu, że „wycieknie” nam z horyzontu. Ówcześni obserwatorzy nie zobaczą żadnych galaktyk poza Drogą Mleczną i kilkoma jej najbliższymi sąsiadkami.