Οι πιο παράξενες και ασυνήθιστες θεωρίες για τη δομή του σύμπαντος

2024 Συγγραφέας: Seth Attwood | [email protected]. Τελευταία τροποποίηση: 2023-12-16 16:02

Εκτός από τα κλασικά κοσμολογικά μοντέλα, η γενική σχετικότητα επιτρέπει τη δημιουργία πολύ, πολύ, πολύ εξωτικών φανταστικών κόσμων.

Υπάρχουν πολλά κλασικά κοσμολογικά μοντέλα που κατασκευάστηκαν χρησιμοποιώντας τη γενική σχετικότητα, συμπληρωμένα από την ομοιογένεια και την ισοτροπία του χώρου (βλ. "PM" No. 6'2012). Το κλειστό σύμπαν του Αϊνστάιν έχει μια σταθερή θετική καμπυλότητα του χώρου, η οποία γίνεται στατική λόγω της εισαγωγής της λεγόμενης κοσμολογικής παραμέτρου στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας, η οποία λειτουργεί ως αντιβαρυτικό πεδίο.

Στο επιταχυνόμενο σύμπαν του de Sitter με μη καμπύλο χώρο, δεν υπάρχει συνηθισμένη ύλη, αλλά είναι επίσης γεμάτη με ένα αντιβαρυτικό πεδίο. Υπάρχουν επίσης τα κλειστά και ανοιχτά σύμπαντα του Alexander Friedman. ο οριακός κόσμος του Einstein - de Sitter, ο οποίος μειώνει σταδιακά τον ρυθμό διαστολής στο μηδέν με την πάροδο του χρόνου, και τέλος, το σύμπαν του Lemaitre, ο γενάρχης της κοσμολογίας του Big Bang, που αναπτύσσεται από μια υπερσυμπαγή αρχική κατάσταση. Όλοι αυτοί, και ιδιαίτερα το μοντέλο Lemaitre, έγιναν οι πρόδρομοι του σύγχρονου τυποποιημένου μοντέλου του σύμπαντος μας.

Ο χώρος του σύμπαντος σε διαφορετικά μοντέλα έχει διαφορετικές καμπυλότητες, οι οποίες μπορεί να είναι αρνητικές (υπερβολικός χώρος), μηδενικός (επίπεδος Ευκλείδειος χώρος, που αντιστοιχεί στο δικό μας σύμπαν) ή θετικές (ελλειπτικός χώρος). Τα δύο πρώτα μοντέλα είναι ανοιχτά σύμπαντα, που διαστέλλονται ατελείωτα, το τελευταίο είναι κλειστό, που αργά ή γρήγορα θα καταρρεύσει. Η εικόνα δείχνει από πάνω προς τα κάτω δισδιάστατα ανάλογα ενός τέτοιου χώρου.

Υπάρχουν, ωστόσο, άλλα σύμπαντα, που δημιουργούνται επίσης από μια πολύ δημιουργική, όπως συνηθίζεται τώρα να λέμε, χρήση των εξισώσεων της γενικής σχετικότητας. Αντιστοιχούν πολύ λιγότερο (ή δεν αντιστοιχούν καθόλου) στα αποτελέσματα αστρονομικών και αστροφυσικών παρατηρήσεων, αλλά συχνά είναι πολύ όμορφα, και μερικές φορές κομψά παράδοξα. Είναι αλήθεια ότι οι μαθηματικοί και οι αστρονόμοι τα επινόησαν σε τέτοιες ποσότητες που θα πρέπει να περιοριστούμε σε μερικά μόνο από τα πιο ενδιαφέροντα παραδείγματα φανταστικών κόσμων.

Από κορδόνι μέχρι τηγανίτα

Μετά την εμφάνιση (το 1917) του θεμελιώδους έργου του Αϊνστάιν και του ντε Σίτερ, πολλοί επιστήμονες άρχισαν να χρησιμοποιούν τις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας για να δημιουργήσουν κοσμολογικά μοντέλα. Ένας από τους πρώτους που το έκανε αυτό ήταν ο Νεοϋορκέζος μαθηματικός Edward Kasner, ο οποίος δημοσίευσε τη λύση του το 1921.

Το σύμπαν του είναι πολύ ασυνήθιστο. Δεν του λείπει μόνο η βαρυτική ύλη, αλλά και ένα αντιβαρυτικό πεδίο (με άλλα λόγια, δεν υπάρχει η κοσμολογική παράμετρος του Αϊνστάιν). Φαίνεται ότι σε αυτόν τον ιδανικά άδειο κόσμο τίποτα δεν μπορεί να συμβεί. Ωστόσο, ο Κάσνερ παραδέχτηκε ότι το υποθετικό του σύμπαν εξελίχθηκε άνισα προς διαφορετικές κατευθύνσεις. Επεκτείνεται κατά μήκος δύο αξόνων συντεταγμένων, αλλά συστέλλεται κατά μήκος του τρίτου άξονα.

Επομένως, αυτός ο χώρος είναι προφανώς ανισότροπος και μοιάζει με ελλειψοειδές σε γεωμετρικά περιγράμματα. Δεδομένου ότι ένα τέτοιο ελλειψοειδές εκτείνεται σε δύο κατευθύνσεις και συστέλλεται κατά μήκος της τρίτης, σταδιακά μετατρέπεται σε μια επίπεδη τηγανίτα. Ταυτόχρονα, το σύμπαν Kasner δεν χάνει καθόλου βάρος, ο όγκος του αυξάνεται ανάλογα με την ηλικία. Στην αρχική στιγμή, αυτή η ηλικία είναι ίση με μηδέν - και, επομένως, ο όγκος είναι επίσης μηδέν. Ωστόσο, τα σύμπαντα Kasner δεν γεννιούνται από μια σημειακή ιδιομορφία, όπως ο κόσμος του Lemaitre, αλλά από κάτι σαν μια απείρως λεπτή ακτίνα - η αρχική του ακτίνα είναι ίση με το άπειρο κατά μήκος ενός άξονα και μηδέν κατά μήκος των άλλων δύο.

Γιατί γκουγκλάρουμε

Ο Έντουαρντ Κάσνερ ήταν ένας λαμπρός εκλαϊκευτής της επιστήμης - το βιβλίο του Μαθηματικά και η φαντασία, που συνυπογράφει ο Τζέιμς Νιούμαν, επανεκδίδεται και διαβάζεται σήμερα. Σε ένα από τα κεφάλαια εμφανίζεται ο αριθμός 10¹⁰⁰… Ο εννιάχρονος ανιψιός του Kazner βρήκε ένα όνομα για αυτόν τον αριθμό - googol (Googol) και ακόμη και έναν απίστευτα γιγαντιαίο αριθμό 10^{Γκούγκολ}- βάφτισε τον όρο googolplex (Googolplex). Όταν οι μεταπτυχιακοί φοιτητές του Στάνφορντ Λάρι Πέιτζ και Σεργκέι Μπριν προσπαθούσαν να βρουν ένα όνομα για τη μηχανή αναζήτησής τους, ο φίλος τους Σον Άντερσον σύστησε το ολοκληρωμένο Googolplex.

Ωστόσο, η Πέιτζ άρεσε το πιο σεμνό Googol και ο Άντερσον ξεκίνησε αμέσως να ελέγξει αν θα μπορούσε να χρησιμοποιηθεί ως τομέας Διαδικτύου. Βιαστικά, έκανε ένα τυπογραφικό λάθος και έστειλε ένα αίτημα όχι στο Googol.com, αλλά στο Google.com. Αυτό το όνομα αποδείχθηκε δωρεάν και του άρεσε τόσο πολύ στον Μπριν που ο ίδιος και η Πέιτζ το κατοχύρωσαν αμέσως στις 15 Σεπτεμβρίου 1997. Αν γινόταν διαφορετικά, δεν θα είχαμε Google!

Ποιο είναι το μυστικό της εξέλιξης αυτού του άδειου κόσμου; Δεδομένου ότι ο χώρος του «μετατοπίζεται» με διαφορετικούς τρόπους κατά μήκος διαφορετικών κατευθύνσεων, προκύπτουν βαρυτικές παλιρροϊκές δυνάμεις, οι οποίες καθορίζουν τη δυναμική του. Φαίνεται ότι κάποιος μπορεί να απαλλαγεί από αυτά εξισώνοντας τους ρυθμούς διαστολής και στους τρεις άξονες και εξαλείφοντας έτσι την ανισοτροπία, αλλά τα μαθηματικά δεν επιτρέπουν τέτοιες ελευθερίες.

Είναι αλήθεια ότι μπορεί κανείς να ορίσει δύο από τις τρεις ταχύτητες ίσες με μηδέν (με άλλα λόγια, να καθορίσει τις διαστάσεις του σύμπαντος κατά μήκος δύο αξόνων συντεταγμένων). Σε αυτήν την περίπτωση, ο κόσμος του Kasner θα αναπτυχθεί μόνο προς μία κατεύθυνση, και αυστηρά ανάλογο με τον χρόνο (αυτό είναι εύκολο να το καταλάβουμε, αφού έτσι πρέπει να αυξηθεί ο όγκος του), αλλά αυτό είναι το μόνο που μπορούμε να πετύχουμε.

Το σύμπαν του Κάσνερ μπορεί να παραμείνει από μόνο του μόνο υπό την προϋπόθεση του πλήρους κενού. Αν προσθέσετε λίγη ύλη σε αυτό, θα αρχίσει σταδιακά να εξελίσσεται όπως το ισότροπο σύμπαν του Einstein-de Sitter. Με τον ίδιο τρόπο, όταν μια μη μηδενική παράμετρος Einstein προστεθεί στις εξισώσεις της, αυτή (με ή χωρίς ύλη) θα εισέλθει ασυμπτωτικά στο καθεστώς της εκθετικής ισοτροπικής διαστολής και θα μετατραπεί στο σύμπαν του de Sitter. Ωστόσο, τέτοιες «προσθήκες» στην πραγματικότητα αλλάζουν μόνο την εξέλιξη του ήδη υπάρχοντος σύμπαντος.

Τη στιγμή της γέννησής της, ουσιαστικά δεν παίζουν ρόλο και το σύμπαν εξελίσσεται σύμφωνα με το ίδιο σενάριο.

Αν και ο κόσμος του Kasner είναι δυναμικά ανισότροπος, η καμπυλότητά του ανά πάσα στιγμή είναι η ίδια κατά μήκος όλων των αξόνων συντεταγμένων. Ωστόσο, οι εξισώσεις της γενικής σχετικότητας παραδέχονται την ύπαρξη συμπάντων που όχι μόνο εξελίσσονται με ανισότροπες ταχύτητες, αλλά έχουν και ανισότροπη καμπυλότητα.

Τέτοια μοντέλα κατασκευάστηκαν στις αρχές της δεκαετίας του 1950 από τον Αμερικανό μαθηματικό Abraham Taub. Οι χώροι του μπορούν να συμπεριφέρονται σαν ανοιχτά σύμπαντα σε ορισμένες κατευθύνσεις και σαν κλειστά σύμπαντα σε άλλες. Επιπλέον, με την πάροδο του χρόνου, μπορούν να αλλάξουν πρόσημο από συν σε μείον και από μείον σε συν. Ο χώρος τους όχι μόνο πάλλεται, αλλά κυριολεκτικά γυρίζει μέσα προς τα έξω. Φυσικά, αυτές οι διεργασίες μπορούν να συσχετιστούν με βαρυτικά κύματα, τα οποία παραμορφώνουν το χώρο τόσο έντονα που αλλάζουν τοπικά τη γεωμετρία του από σφαιρική σε σέλα και αντίστροφα. Συνολικά, περίεργοι κόσμοι, αν και μαθηματικά πιθανοί.

Σε αντίθεση με το Σύμπαν μας, που διαστέλλεται ισότροπα (δηλαδή με την ίδια ταχύτητα ανεξάρτητα από την επιλεγμένη κατεύθυνση), το σύμπαν του Κάσνερ διαστέλλεται ταυτόχρονα (κατά μήκος δύο άξονες) και συστέλλεται (κατά μήκος του τρίτου).

Διακυμάνσεις των κόσμων

Λίγο μετά τη δημοσίευση του έργου του Kazner, εμφανίστηκαν άρθρα του Alexander Fridman, το πρώτο το 1922 και το δεύτερο το 1924. Αυτές οι εργασίες παρουσίασαν εκπληκτικά κομψές λύσεις στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας, οι οποίες είχαν εξαιρετικά εποικοδομητική επίδραση στην ανάπτυξη της κοσμολογίας.

Η ιδέα του Friedman βασίζεται στην υπόθεση ότι, κατά μέσο όρο, η ύλη κατανέμεται στο διάστημα όσο το δυνατόν πιο συμμετρικά, δηλαδή εντελώς ομοιογενής και ισότροπη. Αυτό σημαίνει ότι η γεωμετρία του χώρου σε κάθε στιγμή ενός μόνο κοσμικού χρόνου είναι ίδια σε όλα τα σημεία και προς όλες τις κατευθύνσεις (αυστηρά μιλώντας, ένας τέτοιος χρόνος πρέπει ακόμα να καθοριστεί σωστά, αλλά σε αυτή την περίπτωση αυτό το πρόβλημα είναι επιλύσιμο). Από αυτό προκύπτει ότι ο ρυθμός διαστολής (ή συστολής) του σύμπαντος σε κάθε δεδομένη στιγμή είναι και πάλι ανεξάρτητος από την κατεύθυνση.

Τα σύμπαντα του Friedmann είναι επομένως εντελώς διαφορετικά με το μοντέλο του Kasner.

Στο πρώτο άρθρο, ο Friedman κατασκεύασε ένα μοντέλο ενός κλειστού σύμπαντος με σταθερή θετική καμπυλότητα του χώρου. Αυτός ο κόσμος προκύπτει από μια αρχική σημειακή κατάσταση με άπειρη πυκνότητα ύλης, επεκτείνεται σε μια ορισμένη μέγιστη ακτίνα (και, επομένως, μέγιστο όγκο), μετά από την οποία καταρρέει ξανά στο ίδιο ενικό σημείο (στη μαθηματική γλώσσα, μια ιδιομορφία).

Ωστόσο, ο Friedman δεν σταμάτησε εκεί. Κατά τη γνώμη του, η κοσμολογική λύση που βρέθηκε δεν χρειάζεται να περιορίζεται από το διάστημα μεταξύ της αρχικής και της τελικής ιδιομορφίας· μπορεί να συνεχιστεί στο χρόνο και προς τα εμπρός και προς τα πίσω. Το αποτέλεσμα είναι ένα ατελείωτο μάτσο σύμπαντα που αράζουν στον άξονα του χρόνου, τα οποία συνορεύουν το ένα με το άλλο σε σημεία μοναδικότητας.

Στη γλώσσα της φυσικής, αυτό σημαίνει ότι το κλειστό σύμπαν του Friedmann μπορεί να ταλαντώνεται άπειρα, να πεθαίνει μετά από κάθε συστολή και να ξαναγεννιέται σε νέα ζωή στην επόμενη διαστολή. Αυτή είναι μια αυστηρά περιοδική διαδικασία, αφού όλες οι ταλαντώσεις συνεχίζονται για το ίδιο χρονικό διάστημα. Επομένως, κάθε κύκλος της ύπαρξης του σύμπαντος είναι ακριβές αντίγραφο όλων των άλλων κύκλων.

Αυτός είναι ο τρόπος με τον οποίο σχολίασε αυτό το μοντέλο στο βιβλίο του «Ο κόσμος ως χώρος και χρόνος»: «Επιπλέον, υπάρχουν περιπτώσεις που η ακτίνα καμπυλότητας αλλάζει περιοδικά: το σύμπαν συστέλλεται σε ένα σημείο (σε τίποτα), μετά πάλι από ένα σημείο φέρνει την ακτίνα του σε μια ορισμένη τιμή, μετά πάλι, μειώνοντας την ακτίνα της καμπυλότητάς του, μετατρέπεται σε ένα σημείο, κ.λπ. Θυμάται ακούσια κανείς τον θρύλο της ινδουιστικής μυθολογίας για τις περιόδους της ζωής. είναι επίσης δυνατό να μιλήσουμε για "τη δημιουργία του κόσμου από το τίποτα", αλλά όλα αυτά θα πρέπει να θεωρηθούν ως αξιοπερίεργα γεγονότα που δεν μπορούν να επιβεβαιωθούν σταθερά από ανεπαρκές αστρονομικό πειραματικό υλικό."

Το γράφημα του δυναμικού του σύμπαντος του Mixmaster φαίνεται τόσο ασυνήθιστο - ο δυνητικός λάκκος έχει ψηλούς τοίχους, μεταξύ των οποίων υπάρχουν τρεις «κοιλάδες». Παρακάτω είναι οι ισοδυναμικές καμπύλες ενός τέτοιου «σύμπαντος σε ένα μίξερ».

Λίγα χρόνια μετά τη δημοσίευση των άρθρων του Friedman, τα μοντέλα του κέρδισαν φήμη και αναγνώριση. Ο Αϊνστάιν ενδιαφέρθηκε σοβαρά για την ιδέα ενός ταλαντούμενου σύμπαντος και δεν ήταν μόνος. Το 1932, το ανέλαβε ο Richard Tolman, καθηγητής μαθηματικής φυσικής και φυσικής χημείας στο Caltech. Δεν ήταν ούτε καθαρός μαθηματικός, όπως ο Φρίντμαν, ούτε αστρονόμος και αστροφυσικός, όπως ο ντε Σίτερ, ο Λεμέτρ και ο Έντινγκτον. Ο Tolman ήταν αναγνωρισμένος ειδικός στη στατιστική φυσική και τη θερμοδυναμική, την οποία συνδύασε αρχικά με την κοσμολογία.

Τα αποτελέσματα ήταν πολύ μη τετριμμένα. Ο Tolman κατέληξε στο συμπέρασμα ότι η συνολική εντροπία του σύμπαντος θα πρέπει να αυξάνεται από κύκλο σε κύκλο. Η συσσώρευση της εντροπίας οδηγεί στο γεγονός ότι όλο και περισσότερο από την ενέργεια του σύμπαντος συγκεντρώνεται στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, η οποία από κύκλο σε κύκλο επηρεάζει όλο και περισσότερο τη δυναμική του. Εξαιτίας αυτού, η διάρκεια των κύκλων αυξάνεται, κάθε επόμενος γίνεται μεγαλύτερος από τον προηγούμενο.

Οι ταλαντώσεις επιμένουν, αλλά παύουν να είναι περιοδικές. Επιπλέον, σε κάθε νέο κύκλο, η ακτίνα του σύμπαντος του Tolman αυξάνεται. Κατά συνέπεια, στο στάδιο της μέγιστης διαστολής, έχει τη μικρότερη καμπυλότητα και η γεωμετρία του είναι ολοένα και περισσότερο και για όλο και περισσότερο χρόνο πλησιάζει την Ευκλείδεια.

Ο Richard Tolman, ενώ σχεδίαζε το μοντέλο του, έχασε μια ενδιαφέρουσα ευκαιρία, στην οποία ο John Barrow και ο Mariusz Dombrowski επέστησαν την προσοχή το 1995. Έδειξαν ότι το ταλαντευτικό καθεστώς του σύμπαντος του Tolman καταστρέφεται αμετάκλητα όταν εισάγεται μια αντιβαρυτική κοσμολογική παράμετρος.

Σε αυτή την περίπτωση, το σύμπαν του Tolman σε έναν από τους κύκλους δεν συστέλλεται πλέον σε μια μοναδικότητα, αλλά διαστέλλεται με αυξανόμενη επιτάχυνση και μετατρέπεται στο σύμπαν του de Sitter, κάτι που σε παρόμοια κατάσταση γίνεται και από το σύμπαν του Kasner. Η αντιβαρύτητα, όπως και η επιμέλεια, ξεπερνά τα πάντα!

Πολλαπλασιασμός οντοτήτων

«Η φυσική πρόκληση της κοσμολογίας είναι να κατανοήσουμε όσο το δυνατόν καλύτερα την προέλευση, την ιστορία και τη δομή του δικού μας σύμπαντος», εξηγεί στο Popular Mechanics ο καθηγητής μαθηματικών του Πανεπιστημίου του Κέμπριτζ Τζον Μπάροου. - Ταυτόχρονα, η γενική σχετικότητα, ακόμη και χωρίς δανεισμό από άλλους κλάδους της φυσικής, καθιστά δυνατό τον υπολογισμό ενός σχεδόν απεριόριστου αριθμού διαφόρων κοσμολογικών μοντέλων.

Φυσικά, η επιλογή τους γίνεται με βάση αστρονομικά και αστροφυσικά δεδομένα, με τη βοήθεια των οποίων είναι δυνατό όχι μόνο να δοκιμαστούν διάφορα μοντέλα για συμμόρφωση με την πραγματικότητα, αλλά και να αποφασιστεί ποια από τα συστατικά τους μπορούν να συνδυαστούν για τον πιο κατάλληλο συνδυασμό. περιγραφή του κόσμου μας. Έτσι δημιουργήθηκε το τρέχον Καθιερωμένο Μοντέλο του Σύμπαντος. Έτσι και μόνο για αυτόν τον λόγο, η ιστορικά ανεπτυγμένη ποικιλία κοσμολογικών μοντέλων έχει αποδειχθεί πολύ χρήσιμη.

Αλλά δεν είναι μόνο αυτό. Πολλά από τα μοντέλα δημιουργήθηκαν πριν οι αστρονόμοι συγκεντρώσουν τον πλούτο των δεδομένων που έχουν σήμερα. Για παράδειγμα, ο πραγματικός βαθμός ισοτροπίας του σύμπαντος έχει καθοριστεί χάρη στον διαστημικό εξοπλισμό μόνο τις τελευταίες δύο δεκαετίες.

Είναι σαφές ότι στο παρελθόν, οι σχεδιαστές διαστήματος είχαν πολύ λιγότερους εμπειρικούς περιορισμούς. Επιπλέον, είναι πιθανό ακόμη και εξωτικά μοντέλα με τα σημερινά πρότυπα να είναι χρήσιμα στο μέλλον για να περιγράψουν εκείνα τα μέρη του Σύμπαντος που δεν είναι ακόμη διαθέσιμα για παρατήρηση. Και τέλος, η εφεύρεση των κοσμολογικών μοντέλων μπορεί απλώς να ωθήσει την επιθυμία να βρεθούν άγνωστες λύσεις στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας, και αυτό είναι επίσης ένα ισχυρό κίνητρο. Σε γενικές γραμμές, η αφθονία τέτοιων μοντέλων είναι κατανοητή και δικαιολογημένη.

Η πρόσφατη ένωση της κοσμολογίας και της φυσικής των στοιχειωδών σωματιδίων δικαιολογείται με τον ίδιο τρόπο. Οι εκπρόσωποί του θεωρούν το πιο πρώιμο στάδιο της ζωής του Σύμπαντος ως ένα φυσικό εργαστήριο, ιδανικό για τη μελέτη των βασικών συμμετριών του κόσμου μας, που καθορίζουν τους νόμους των θεμελιωδών αλληλεπιδράσεων. Αυτή η συμμαχία έχει ήδη θέσει τα θεμέλια για έναν ολόκληρο θαυμαστή θεμελιωδώς νέων και πολύ βαθιών κοσμολογικών μοντέλων. Δεν υπάρχει αμφιβολία ότι στο μέλλον θα φέρει εξίσου καρποφόρα αποτελέσματα».

Σύμπαν στο Μίξερ

Το 1967, οι Αμερικανοί αστροφυσικοί David Wilkinson και Bruce Partridge ανακάλυψαν ότι η μικροκυματική ακτινοβολία από οποιαδήποτε κατεύθυνση, που ανακαλύφθηκε τρία χρόνια νωρίτερα, φτάνει στη Γη με σχεδόν την ίδια θερμοκρασία. Με τη βοήθεια ενός εξαιρετικά ευαίσθητου ραδιομέτρου, που εφευρέθηκε από τον συμπατριώτη τους Robert Dicke, έδειξαν ότι οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας των υπολειμμάτων φωτονίων δεν ξεπερνούν το ένα δέκατο τοις εκατό (σύμφωνα με τα σύγχρονα δεδομένα, είναι πολύ λιγότερες).

Δεδομένου ότι αυτή η ακτινοβολία προήλθε νωρίτερα από 4.00.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, τα αποτελέσματα των Wilkinson και Partridge έδωσαν λόγους να πιστεύουμε ότι ακόμα κι αν το σύμπαν μας δεν ήταν σχεδόν ιδανικά ισότροπο τη στιγμή της γέννησης, απέκτησε αυτή την ιδιότητα χωρίς μεγάλη καθυστέρηση.

Αυτή η υπόθεση αποτελούσε σημαντικό πρόβλημα για την κοσμολογία. Στα πρώτα κοσμολογικά μοντέλα, η ισοτροπία του χώρου τέθηκε από την αρχή απλώς ως μαθηματική υπόθεση. Ωστόσο, στα μέσα του περασμένου αιώνα, έγινε γνωστό ότι οι εξισώσεις της γενικής σχετικότητας καθιστούν δυνατή την κατασκευή ενός συνόλου μη ισοτροπικών συμπάντων. Στο πλαίσιο αυτών των αποτελεσμάτων, η σχεδόν ιδανική ισοτροπία του CMB απαιτούσε εξήγηση.

Αυτή η εξήγηση εμφανίστηκε μόλις στις αρχές της δεκαετίας του 1980 και ήταν εντελώς απροσδόκητη. Χτίστηκε πάνω σε μια θεμελιωδώς νέα θεωρητική αντίληψη της υπερταχείας (όπως συνήθως λένε, πληθωριστικής) διαστολής του Σύμπαντος στις πρώτες στιγμές της ύπαρξής του (βλ. «PM» No. 7'2012). Στο δεύτερο μισό της δεκαετίας του 1960, η επιστήμη απλώς δεν ήταν ώριμη για τέτοιες επαναστατικές ιδέες. Αλλά, όπως γνωρίζετε, ελλείψει σφραγισμένου χαρτιού, γράφουν σε απλό.

Ο εξέχων Αμερικανός κοσμολόγος Τσαρλς Μίσνερ, αμέσως μετά τη δημοσίευση του άρθρου των Wilkinson και Partridge, προσπάθησε να εξηγήσει την ισοτροπία της ακτινοβολίας μικροκυμάτων χρησιμοποιώντας αρκετά παραδοσιακά μέσα. Σύμφωνα με την υπόθεσή του, οι ανομοιογένειες του πρώιμου Σύμπαντος εξαφανίστηκαν σταδιακά λόγω της αμοιβαίας «τριβής» των μερών του, που προκλήθηκε από την ανταλλαγή νετρίνων και ροών φωτός (στην πρώτη του δημοσίευση, ο Mizner ονόμασε αυτό το υποτιθέμενο φαινόμενο ιξώδες νετρίνων).

Σύμφωνα με τον ίδιο, ένα τέτοιο ιξώδες μπορεί γρήγορα να εξομαλύνει το αρχικό χάος και να κάνει το Σύμπαν σχεδόν τέλεια ομοιογενές και ισότροπο.

Το ερευνητικό πρόγραμμα του Misner φαινόταν όμορφο, αλλά δεν έφερε πρακτικά αποτελέσματα. Ο κύριος λόγος της αποτυχίας του αποκαλύφθηκε ξανά μέσω ανάλυσης μικροκυμάτων. Οποιεσδήποτε διεργασίες που περιλαμβάνουν τριβή παράγουν θερμότητα, αυτό είναι μια στοιχειώδης συνέπεια των νόμων της θερμοδυναμικής. Εάν οι πρωταρχικές ανομοιογένειες του Σύμπαντος εξομαλύνονταν λόγω νετρίνου ή κάποιου άλλου ιξώδους, η ενεργειακή πυκνότητα CMB θα διέφερε σημαντικά από την παρατηρούμενη τιμή.

Όπως έδειξαν ο Αμερικανός αστροφυσικός Richard Matzner και ο ήδη αναφερόμενος Άγγλος συνάδελφός του John Barrow στα τέλη της δεκαετίας του 1970, οι ιξώδεις διεργασίες μπορούν να εξαλείψουν μόνο τις μικρότερες κοσμολογικές ανομοιογένειες. Για την πλήρη «εξομάλυνση» του Σύμπαντος απαιτούνταν άλλοι μηχανισμοί, οι οποίοι βρέθηκαν στο πλαίσιο της πληθωριστικής θεωρίας.

Ωστόσο, ο Mizner έλαβε πολλά ενδιαφέροντα αποτελέσματα. Συγκεκριμένα, το 1969 δημοσίευσε ένα νέο κοσμολογικό μοντέλο, το όνομα του οποίου δανείστηκε … από μια συσκευή κουζίνας, ένα οικιακό μίξερ κατασκευασμένο από την Sunbeam Products! Το Mixmaster Universe χτυπά συνεχώς στους πιο δυνατούς σπασμούς, οι οποίοι, σύμφωνα με τον Mizner, κάνουν το φως να κυκλοφορεί κατά μήκος κλειστών μονοπατιών, ανακατεύοντας και ομογενοποιώντας το περιεχόμενό του.

Ωστόσο, η μεταγενέστερη ανάλυση αυτού του μοντέλου έδειξε ότι, παρόλο που τα φωτόνια στον κόσμο του Mizner κάνουν μεγάλα ταξίδια, το αποτέλεσμα ανάμειξής τους είναι πολύ ασήμαντο.

Ωστόσο, το Mixmaster Universe είναι πολύ ενδιαφέρον. Όπως το κλειστό σύμπαν του Friedman, προκύπτει από τον μηδενικό όγκο, διαστέλλεται σε ένα ορισμένο μέγιστο και συστέλλεται ξανά υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας. Αλλά αυτή η εξέλιξη δεν είναι ομαλή, όπως του Friedman, αλλά απολύτως χαοτική και επομένως εντελώς απρόβλεπτη στις λεπτομέρειες.

Στη νεολαία, αυτό το σύμπαν ταλαντώνεται έντονα, διαστέλλεται προς δύο κατευθύνσεις και συστέλλεται σε μια τρίτη - όπως του Κάσνερ. Ωστόσο, οι προσανατολισμοί των διαστολών και των συστολών δεν είναι σταθεροί - αλλάζουν θέσεις τυχαία. Επιπλέον, η συχνότητα των ταλαντώσεων εξαρτάται από το χρόνο και τείνει στο άπειρο όταν πλησιάζει την αρχική στιγμή. Ένα τέτοιο σύμπαν υφίσταται χαοτικές παραμορφώσεις, όπως το ζελέ που τρέμει σε ένα πιατάκι. Αυτές οι παραμορφώσεις μπορούν και πάλι να ερμηνευθούν ως εκδήλωση βαρυτικών κυμάτων που κινούνται προς διαφορετικές κατευθύνσεις, πολύ πιο βίαιες από ό,τι στο μοντέλο Kasner.

Το Mixmaster Universe έμεινε στην ιστορία της κοσμολογίας ως το πιο περίπλοκο από τα φανταστικά σύμπαντα που δημιουργήθηκαν με βάση την «καθαρή» γενική σχετικότητα. Από τις αρχές της δεκαετίας του 1980, οι πιο ενδιαφέρουσες έννοιες αυτού του είδους άρχισαν να χρησιμοποιούν τις ιδέες και τη μαθηματική συσκευή της κβαντικής θεωρίας πεδίου και της θεωρίας των στοιχειωδών σωματιδίων, και στη συνέχεια, χωρίς μεγάλη καθυστέρηση, τη θεωρία υπερχορδών.