Mýt o začiatku času (pokračovanie)

   1, 2, 3, 4, 5, 6, 7    ďal±ia strana ->

Váµnej±iu námietku vzniesol Thibault Damour (Institut des Hautes Études Scientifiques in Bures-sur-Yvette, France) a Marc Henneaux (Free University of Brussels) tým, µe hmota v okamihu big bangu sa musela podµa modelu chova» silne chaoticky, čo je v rozporu s nízkou chaotičnos»ou vesmíru. Veneziano v±ak tvrdí, µe chaotický stav mohol vytvori» hustý plyn miniatúrnych „strunových dier“ na okraji stávajúcich čiernych dier. Vlastnosti týchto čiernych dier by dokázalo rie±i» Damourovu a Henneauxovu námietku. Zatiaµ µiadnej námietke sa nepodarilo v navrhnutom scenári nájs» zásadnú chybu.


Zráµajúce sa brány

Zráµka dvojice rovnobµných D-brán, kde na jednej z nich je ná± vesmír. Podrobnej±í popis pozri s originálnymi ilustráciami kliknutím na obrázok. Obr.: Samuel Velasco

Druhým významným modelom je „poµiarový“ (ekpyrotický) scenár, ktorý bol rozpracovaný skupinou kozmologistov a teoretikov z oblasti teórie strún (Justin Khoury z Columbia University, Paul J. Steinhardt z Princeton University, Burt A. Ovrut z University of Pennsylvania, Nathan Seiberg z In±titútu pokročilých ±túdií a Neil Turok z University of Cambridge). Poµiarový scenár sa opiera o predstavu, µe D-brány, do ktorého je vnorený aj ná± svet pláve vo viacdimenzionálnom priestore a takých D-brán je viac. D-brány pôsobia na seba prí»aµlivými silami a občas sa zrazia. Big bang mohol by» spôsobený zráµkou na±ej D-brány s inou D-bránou.

V jednom variante tohoto scenára sa zráµky cyklicky opakujú. Dve brány sa môµu zrazi», odrazi» sa od seba, pod pôsobením prí»aµlivých síl sa znova zrazi» a tak ďalej. Medzi dvomi zráµkami sa D-brány roz»ahujú, pokiaµ sa vzďaµujú a o niečo sa zmr±tia, pokiaµ sa znova blíµia jedna k druhej. Pri bode obratu sa faktor expanzie mení a zrýchµujúce sa rozpínanie pozorované vo vesmíre môµe by» predzves»ou ďal±ej zráµky.

Scenár podµa pre-big bangu a podµa „poµiaru“ majú mnohé spoločné rysy. Obidva začnú veµkým chladným, skoro prázdnym vesmírom a obidva scenáre sdieµajú nerie±ený problém prechodu medzi pre- a post-bang vesmírom (rovnice sú »aµko rie±iteµné). Po stránke matematického formalizmu je zásadný rozdiel medzi vlastnos»ami dilatonového poµa vystupujúceho v scenároch. V pre-big bangovom scenáre je na začiatku dilatonové pole slabé (má malú hodnotu), takµe aj interakcie sú vo vesmíre málo intenzívne, v poµiarovom modeli je situácia úplne opačná, dilatonové pole je najslab±ie v okamihu zráµky.

Autori poµiarového modelu budovali svoj model práve za týmto účelom dúfajúc, µe pokiaµ dilatonové pole bude v okamihu zráµky slabé, budú schopní rie±i» alebo analyzova» rovnice v okamihu zráµky. Ukázalo sa v±ak, µe musia pri zráµke čeli» veµmi vysokému zakriveniu priestoročasu a vzniká otázka, či navrhnutý scenár skutočne odstráni singularitu. Naviac aj „poµiarový“ scenár musí pracova» so ±pecifickými podmienkami, aby bola v súlade s pozorovaným vesmírom. Napríklad zráµajúce sa D-brány musia by» vzájomne dokonale rovnobeµné v okamihu zráµky, v opačnom prípade by dôsledky zráµky neviedli k homogénnemu rozdeleniu hmoty. Cyklické zráµky tento problém rie±ia lebo po sebe idúce zráµky vzájomne vyrovnávajú D-brány. [V prípade, µe aj D-brány môµu by» zakrivené, v mieste zráµky rovnobeµnos» bude splnená automaticky.]

Ak ponecháme stranou matematické »aµkosti okolo rozhodovania o správnosti jedného či druhého scenára, fyzici sa musia pýta», aké sú pozorovateµné dôsledky jednotlivých variantov? Na prvý pohµad obidva scenáre sa zdajú by» ani nie cvičením vo fyzike, ale v metafyzike – zaujímavé my±lienky, ktoré pozorovateµ nikdy nebude schopný posúdi» ako pravdivé alebo nepravdivé. Takýto prístup je príli± pesimistický. Podobne ako podrobnosti inflačného ±tádia aj podrobnosti pre-bang epochy môµu ma» pozorovateµné dôsledky, konkrétne v malých nerovnostiach pozorovaných v reliktnom µiarení.

Prvý podrobnej±í výskum (WMAP2) ukázal, µe malé fluktuácie v teplote reliktného µiarenia boli vytvárané akustickými vlnami počas niekoµko stotisíc rokov. Pravidelnos» fluktuácií v±ak ukazuje, µe tieto akustické vlny boli synchronizované. Kozmológovia za posledné roky vylúčili mnoho kozmologických modelov, ktoré neboli schopné túto synchronizáciu vysvetli» alebo aspoň pripusti».

Modely, s ktorými sme sa oboznámili vy±±ie ( inflačný, pre-big bangový a „poµiarový“ model) cez tieto kontrolné testy úspe±ne pre±li. V týchto modeloch sa vlny spú±»ajú kvantovými procesmi a sú zosilňované počas počiatočného rýchleho rozpínania sa vesmíru (fáze vĺn sa synchronizujú).

   1, 2, 3, 4, 5, 6, 7    ďal±ia strana ->

-AT-