Dlatego uważa się ich, wraz z Lindem, za autorów “nowego modelu inflacyjnego", opartego na pomyśle powolnego przejścia fazowego. (Stary model inflacyjny to oryginalna sugestia Gutha szybkiego przejścia fazowego z tworzeniem się bąbli).
Nowy model inflacyjny to interesująca próba wyjaśnienia, dlaczego wszechświat jest taki, jaki jest. Niestety ja i jeszcze inni fizycy pokazaliśmy, iż model ten przewiduje — w każdym razie w swej oryginalnej postaci — większe zaburzenia temperatury promieniowania mikrofalowego, niż są obserwowane. Późniejsze prace podały w wątpliwość również zachodzenie we wczesnym wszechświecie przejścia fazowego o wymaganych własnościach. Według mnie nowy model inflacyjny jest obecnie martwy jako teoria naukowa, chociaż wielu ludzi, nie wiedząc jeszcze o jego śmierci, wciąż pisze prace na jego temat, tak jakby żył nadal. W 1983 roku Linde zaproponował lepszy model, zwany modelem chaotycznej inflacji. W tej teorii nie ma żadnego przejścia fazowego ani przechłodzenia. Istnieje zamiast tego pewne pole o spinie zerowym, które z powodu fluktuacji kwantowych przyjmuje dużą wartość w pewnych obszarach wszechświata. Energia pola działa w tych obszarach jak efektywna stała kosmologiczna — powoduje grawitacyjne odpychanie, a wtedy rozszerzają się one w sposób inflacyjny.
W miarę ekspansji maleje powoli energia pola, aż w końcu inflacyjne rozszerzanie zostaje zastąpione zwykłym, takim jak w modelu wielkiego wybuchu. Wszechświat dziś obserwowany powstał w jednym z takich regionów. Ten model ma wszystkie zalety poprzednich modeli inflacyjnych, a obywa się bez wątpliwego przejścia fazowego i, co więcej, prowadzi do rozsądnych, to znaczy zgodnych z obserwacjami, fluktuacji temperatury mikrofalowego promieniowania tła.
Modele inflacyjne pokazały, iż obecny wszechświat mógł powstać z bardzo wielu różnych stanów początkowych. Jest to rezultat ważny, gdyż dowodzi, że początkowy stan wszechświata nie musiał być wybrany z wielką starannością. Wobec tego możemy — jeśli chcemy — posłużyć się słabą zasadą antropiczną, by wyjaśnić, czemu wszechświat wygląda tak, jak dzisiaj. Nie jest natomiast prawdziwe twierdzenie, że każda konfiguracja początkowa mogła doprowadzić do powstania takiego wszechświata. Aby się o tym przekonać, wystarczy wyobrazić sobie, że wszechświat dzisiaj jest w zupełnie innym stanie, na przykład bardzo niejednorodny i nieregularny. Następnie możemy odwołać się do znanych praw fizyki, by prześledzić ewolucję takiego wszechświata w czasie wstecz. Zgodnie z twierdzeniami o osobliwościach i taki model musiał rozpocząć się od wielkiego wybuchu. Jeśli teraz odwołamy się ponownie do praw fizyki i prześledzimy ewolucję kosmosu w czasie (tym razem w przód) dotrzemy do stanu niejednorodnego i nieregularnego, od którego rozpoczęliśmy. W ten sposób znaleźliśmy konfiguracje początkowe nie prowadzące do powstania wszechświata takiego, jaki dzisiaj obserwujemy. Zatem nawet modele inflacyjne nie tłumaczą, czemu stan początkowy nie został tak wybrany, by powstał zupełnie inny wszechświat. Czy musimy odwołać się do zasady antropicznej, by otrzymać wyjaśnienie? Czy nie był to po prostu tylko szczęśliwy traf? Taka odpowiedź wydaje się raczej rozpaczliwym rozwiązaniem, gdyż oznacza konieczność rezygnacji z wszelkich nadziei na zrozumienie porządku panującego we wszechświecie.
Do zrozumienia, jak wszechświat musiał rozpocząć swe istnienie, konieczna jest znajomość praw obowiązujących na początku czasu. Jeżeli klasyczna teoria względności jest poprawna, to udowodnione przez Rogera Penrose'a i mnie twierdzenia o osobliwościach wykazują, iż początkiem czasu był punkt o nieskończonej gęstości i krzywiźnie czasoprzestrzeni. W takim punkcie załamują się wszystkie prawa fizyki. Można przypuścić, że istnieją pewne nowe prawa obowiązujące w punktach osobliwych, lecz byłoby czymś niezwykle trudnym sformułowa-
nie jakiejkolwiek reguły dotyczącej punktów o tak patologicznych własnościach; również obserwacje nie dają nam żadnych wskazówek, jakie te prawa mogły być. W istocie jednak twierdzenia te pokazują, że pole grawitacyjne staje się tak silne, iż konieczne jest uwzględnienie efektów kwantowo-grawitacyjnych: teoria klasyczna nie opisuje już poprawnie wszechświata. A zatem do opisu wczesnego wszechświata należy użyć kwantowej teorii grawitacji. Jak się przekonamy, w kwantowej teorii zwyczajne prawa mogą być ważne wszędzie, również w początku czasu
— nie jest konieczne formułowanie jakichkolwiek praw dla osobliwości, osobliwości bowiem wcale nie są konieczne w teorii kwantowej. Nie mamy jeszcze kompletnej i spójnej teorii łączącej mechanikę kwantową z grawitacją. Wiemy natomiast prawie na pewno, jakie muszą być pewne cechy takiej teorii. Po pierwsze, powinna ona być zgodna z Feynmanowskim sformułowaniem mechaniki kwantowej za pomocą sum po historiach. Przy takim podejściu cząstce nie przypisuje się pojedynczej historii, jak się to czyni w mechanice klasycznej. Zamiast tego zakładamy, iż cząstka porusza się po każdej możliwej drodze w czasoprzestrzeni, i z każdą z takich dróg wiążemy dwie liczby: jedna przedstawia amplitudę fali, a druga reprezentuje fazę (położenie w cyklu). Prawdopodobieństwo, że cząstka przejdzie przez jakiś określony punkt, znajdujemy, dodając wszystkie fale związane ze wszystkimi historiami cząstki przechodzącymi przez ten punkt. Próbując obliczyć taką sumę z reguły napotykamy poważne trudności techniczne. Jedynym wyjściem jest użycie następującej procedury: należy dodawać fale związane z historiami cząstek dziejącymi się nie w normalnym, “rzeczywistym" czasie, lecz w czasie zwanym urojonym. Termin “czas urojony" brzmi jak wyjęty z powieści fantastycznonaukowej, lecz w rzeczywistości jest to dobrze określone pojęcie matematyczne. Jeśli weźmiemy dowolną, zwykłą (“rzeczywistą") liczbę i pomnożymy ją przez nią samą, otrzymamy zawsze liczbę dodatnią. (Na przykład, 2 razy 2 jest 4, lecz
W trosce o komfort korzystania z naszego serwisu chcemy dostarczać Ci coraz lepsze usługi. By móc to robić prosimy, abyś wyraził zgodę na dopasowanie treści marketingowych do Twoich zachowań w serwisie. Zgoda ta pozwoli nam częściowo finansować rozwój świadczonych usług.
Pamiętaj, że dbamy o Twoją prywatność. Nie zwiększamy zakresu naszych uprawnień bez Twojej zgody. Zadbamy również o bezpieczeństwo Twoich danych. Wyrażoną zgodę możesz cofnąć w każdej chwili.