ทฤษฎีโครงสร้างของจักรวาลที่แปลกประหลาดและแปลกประหลาดที่สุด

2024 ผู้เขียน: Seth Attwood | [email protected]. แก้ไขล่าสุด: 2023-12-16 16:17

นอกเหนือจากแบบจำลองจักรวาลวิทยาแบบคลาสสิกแล้ว ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปยังช่วยสร้างโลกในจินตนาการที่แปลกใหม่มาก

มีแบบจำลองจักรวาลวิทยาคลาสสิกหลายแบบที่สร้างขึ้นโดยใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เสริมด้วยความเป็นเนื้อเดียวกันและไอโซโทรปีของอวกาศ (ดู "PM" ฉบับที่ 6'2012) จักรวาลปิดของไอน์สไตน์มีความโค้งของอวกาศเป็นบวกคงที่ ซึ่งจะคงที่เนื่องจากการนำพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาที่เรียกว่าพารามิเตอร์มาใส่ในสมการสัมพัทธภาพทั่วไป ซึ่งทำหน้าที่เป็นสนามต้านแรงโน้มถ่วง

ในจักรวาลที่เร่งรีบของ de Sitter ที่มีพื้นที่ไม่โค้ง ไม่มีสสารธรรมดาใดๆ แต่เต็มไปด้วยสนามต้านแรงโน้มถ่วง นอกจากนี้ยังมีจักรวาลปิดและเปิดของ Alexander Friedman; โลกแห่งขอบเขตของ Einstein - de Sitter ซึ่งค่อยๆ ลดอัตราการขยายเป็นศูนย์เมื่อเวลาผ่านไป และในที่สุด จักรวาล Lemaitre ต้นกำเนิดของจักรวาลวิทยาบิกแบง เติบโตจากสถานะเริ่มต้นที่มีขนาดกะทัดรัดมาก ทั้งหมด และโดยเฉพาะอย่างยิ่ง โมเดล Lemaitre กลายเป็นบรรพบุรุษของแบบจำลองมาตรฐานสมัยใหม่ของจักรวาลของเรา

พื้นที่ของจักรวาลในแบบจำลองต่างๆ มีความโค้งที่แตกต่างกัน ซึ่งสามารถเป็นลบ (ช่องว่างไฮเปอร์โบลิก) ศูนย์ (อวกาศแบบยุคลิดแบน ซึ่งสอดคล้องกับจักรวาลของเรา) หรือบวก (สเปซวงรี) สองโมเดลแรกเป็นจักรวาลเปิด ขยายออกไปอย่างไม่รู้จบ อันสุดท้ายปิด ซึ่งไม่ช้าก็เร็วจะล่มสลาย ภาพประกอบแสดงแอนะล็อกสองมิติจากบนลงล่างของช่องว่างดังกล่าว

อย่างไรก็ตาม มีจักรวาลอื่น ๆ ที่สร้างขึ้นโดยนักสร้างสรรค์ด้วยเช่นกัน ซึ่งปัจจุบันเป็นธรรมเนียมที่จะกล่าวว่า ใช้สมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป พวกมันสอดคล้องกันน้อยกว่ามาก (หรือไม่สอดคล้องเลย) กับผลลัพธ์ของการสังเกตทางดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ แต่พวกมันมักจะสวยงามมากและบางครั้งก็ขัดแย้งกันอย่างหรูหรา จริงอยู่ นักคณิตศาสตร์และนักดาราศาสตร์ได้คิดค้นพวกมันในปริมาณที่มากจนเราจะต้องจำกัดตัวเองให้เหลือแค่ตัวอย่างที่น่าสนใจที่สุดสองสามตัวอย่างของโลกจินตภาพ

จากสตริงสู่แพนเค้ก

หลังจากการปรากฏตัว (ในปี 1917) ของงานพื้นฐานของ Einstein และ de Sitter นักวิทยาศาสตร์หลายคนเริ่มใช้สมการของสัมพัทธภาพทั่วไปเพื่อสร้างแบบจำลองจักรวาลวิทยา คนแรกที่ทำเช่นนี้คือ Edward Kasner นักคณิตศาสตร์ชาวนิวยอร์ก ผู้เผยแพร่วิธีแก้ปัญหาของเขาในปี 1921

จักรวาลของเขาผิดปกติมาก มันขาดไม่เพียงแต่สสารโน้มถ่วง แต่ยังขาดสนามต้านแรงโน้มถ่วง (กล่าวคือไม่มีพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาของไอน์สไตน์) ดูเหมือนว่าในโลกที่ว่างเปล่าในอุดมคตินี้ไม่มีอะไรเกิดขึ้นได้เลย อย่างไรก็ตาม แคสเนอร์ยอมรับว่าจักรวาลสมมติของเขามีวิวัฒนาการไม่เท่ากันในทิศทางที่ต่างกัน มันขยายไปตามแกนพิกัดสองแกน แต่หดตัวตามแกนที่สาม

ดังนั้น พื้นที่นี้จึงเห็นได้ชัดว่าเป็นแอนไอโซทรอปิกและคล้ายกับทรงรีในโครงร่างทางเรขาคณิต เนื่องจากรูปวงรีนั้นทอดยาวในสองทิศทางและหดตัวไปตามทางที่สาม มันจึงค่อยๆ กลายเป็นแพนเค้กแบนๆ ในขณะเดียวกันจักรวาลของ Kasner ก็ไม่ลดน้ำหนักเลย ปริมาณของมันเพิ่มขึ้นตามอายุ ในช่วงเริ่มต้น อายุนี้มีค่าเท่ากับศูนย์ ดังนั้น ปริมาตรจึงเป็นศูนย์ด้วย อย่างไรก็ตาม จักรวาลของ Kasner ไม่ได้เกิดจากภาวะเอกฐานแบบจุดเดียว เช่น โลกของ Lemaitre แต่มาจากบางสิ่งที่คล้ายกับการพูดที่บางอย่างไร้ขอบเขต รัศมีเริ่มต้นของมันเท่ากับอนันต์ตามแกนหนึ่งและเป็นศูนย์ตามอีกสองแกน

ทำไมเราถึง google

เอ็ดเวิร์ด แคสเนอร์เป็นนักวิทยาศาสตร์ที่ได้รับความนิยมอย่างล้นหลาม หนังสือของเขาเรื่อง Mathematics and the Imagination ซึ่งเขียนร่วมกับเจมส์ นิวแมน ได้รับการตีพิมพ์ซ้ำและอ่านในปัจจุบัน ในบทหนึ่ง หมายเลข 10 ปรากฏขึ้น¹⁰⁰… หลานชายวัยเก้าขวบของ Kazner ได้ตั้งชื่อให้กับหมายเลขนี้ - googol (Googol) และแม้แต่หมายเลข 10 ขนาดมหึมาอย่างไม่น่าเชื่อ^Googol- ตั้งชื่อคำว่า googolplex (Googolplex) เมื่อ Larry Page และ Sergey Brin นักศึกษาระดับบัณฑิตศึกษาของ Stanford พยายามค้นหาชื่อเครื่องมือค้นหาของพวกเขา Sean Anderson ซึ่งเป็นเพื่อนสนิทของพวกเขาได้แนะนำ Googolplex ที่ครอบคลุมทุกอย่าง

อย่างไรก็ตาม เพจชอบ Googol ที่เจียมเนื้อเจียมตัวมากกว่า และแอนเดอร์สันก็เริ่มตรวจสอบทันทีว่าสามารถใช้เป็นโดเมนอินเทอร์เน็ตได้หรือไม่ เขาพิมพ์ผิดและส่งคำขอไปที่ Googol.com ไม่ได้ แต่ส่งไปที่ Google.com ชื่อนี้กลายเป็นชื่อฟรี และบรินชอบมันมากจนเขาและเพจจดทะเบียนชื่อนี้ทันทีเมื่อวันที่ 15 กันยายน 1997 ถ้ามันเกิดขึ้นแตกต่างออกไป เราจะไม่มี Google!

ความลับของการวิวัฒนาการของโลกที่ว่างเปล่านี้คืออะไร? เนื่องจากพื้นที่ของมัน "เปลี่ยน" ไปในทิศทางที่แตกต่างกัน แรงโน้มถ่วงจึงเกิดขึ้น ซึ่งเป็นตัวกำหนดพลวัตของมัน ดูเหมือนว่าเราสามารถกำจัดพวกมันได้โดยทำให้อัตราการขยายเท่ากันทั้งสามแกนและด้วยเหตุนี้จึงกำจัด anisotropy แต่คณิตศาสตร์ไม่อนุญาตให้มีเสรีภาพดังกล่าว

จริงอยู่ เราสามารถตั้งค่าความเร็วสองในสามให้เท่ากับศูนย์ได้ (กล่าวอีกนัยหนึ่ง กำหนดมิติของจักรวาลตามแกนพิกัดสองแกน) ในกรณีนี้ โลกของ Kasner จะเติบโตไปในทิศทางเดียวและเป็นสัดส่วนกับเวลาอย่างเคร่งครัด (ซึ่งเข้าใจได้ง่าย เนื่องจากต้องเพิ่มปริมาณมากขึ้น) แต่นี่คือทั้งหมดที่เราสามารถทำได้

จักรวาลของแคสเนอร์สามารถคงอยู่ได้โดยตัวมันเองภายใต้เงื่อนไขของความว่างเปล่าที่สมบูรณ์เท่านั้น หากคุณเพิ่มเรื่องเล็กน้อยเข้าไป มันจะค่อยๆ เริ่มวิวัฒนาการเหมือนจักรวาลไอโซทรอปิกของไอน์สไตน์-เดอ ซิตเตอร์ ในทำนองเดียวกัน เมื่อพารามิเตอร์ของไอน์สไตน์ที่ไม่ใช่ศูนย์ถูกเพิ่มลงในสมการ พารามิเตอร์ (มีหรือไม่มีสสาร) จะเข้าสู่ระบอบการขยายไอโซทรอปิกแบบไม่มีการแสดงอาการและกลายเป็นจักรวาลของผู้ดูแล อย่างไรก็ตาม "ส่วนเพิ่มเติม" ดังกล่าวเปลี่ยนวิวัฒนาการของเอกภพที่มีอยู่แล้วเท่านั้น

ในขณะที่เธอเกิด พวกเขาแทบไม่มีบทบาท และจักรวาลก็มีวิวัฒนาการตามสถานการณ์เดียวกัน

แม้ว่าโลกของ Kasner จะเป็นแบบแอนไอโซทรอปิกแบบไดนามิก แต่ความโค้งของมันในเวลาใดก็ตามจะเหมือนกันตลอดแกนพิกัดทั้งหมด อย่างไรก็ตาม สมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปยอมรับการมีอยู่ของจักรวาลที่ไม่เพียงแต่วิวัฒนาการด้วยความเร็วแบบแอนไอโซทรอปิกเท่านั้น แต่ยังมีความโค้งแบบแอนไอโซทรอปิกอีกด้วย

โมเดลดังกล่าวถูกสร้างขึ้นในช่วงต้นทศวรรษ 1950 โดย Abraham Taub นักคณิตศาสตร์ชาวอเมริกัน ช่องว่างของมันสามารถทำตัวเหมือนจักรวาลเปิดในบางทิศทาง และเหมือนจักรวาลปิดในบางทิศทาง ยิ่งไปกว่านั้น เมื่อเวลาผ่านไป พวกมันสามารถเปลี่ยนเครื่องหมายจากบวกเป็นลบและจากลบเป็นบวกได้ พื้นที่ของพวกเขาไม่เพียง แต่เต้นเป็นจังหวะเท่านั้น แต่ยังกลับกลายเป็นข้างในอย่างแท้จริง ทางกายภาพ กระบวนการเหล่านี้สามารถเชื่อมโยงกับคลื่นความโน้มถ่วง ซึ่งทำให้พื้นที่เสียรูปอย่างมากจนเปลี่ยนรูปทรงเรขาคณิตจากทรงกลมเป็นอานม้าและในทางกลับกัน ทั้งหมดนี้เป็นโลกที่แปลกประหลาด แม้ว่าจะเป็นไปได้ในทางคณิตศาสตร์

ต่างจากจักรวาลของเราซึ่งขยายตัวแบบไอโซโทรปิก (นั่นคือที่ความเร็วเท่ากันโดยไม่คำนึงถึงทิศทางที่เลือก) จักรวาลของแคสเนอร์จะขยายตัวพร้อมกัน (ตามสองแกน) และหดตัว (ตามแกนที่สาม)

ความผันผวนของโลก

ไม่นานหลังจากการตีพิมพ์ผลงานของ Kazner บทความโดย Alexander Fridman ปรากฏตัวครั้งแรกในปี 1922 บทความที่สองในปี 1924 เอกสารเหล่านี้นำเสนอคำตอบที่สง่างามอย่างน่าประหลาดใจสำหรับสมการสัมพัทธภาพทั่วไป ซึ่งมีผลอย่างสร้างสรรค์อย่างมากต่อการพัฒนาจักรวาลวิทยา

แนวคิดของฟรีดแมนอยู่บนพื้นฐานของสมมติฐานที่ว่า โดยเฉลี่ย สสารถูกกระจายไปในอวกาศอย่างสมมาตรที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ กล่าวคือ เป็นเนื้อเดียวกันและไอโซโทรปิกอย่างสมบูรณ์ ซึ่งหมายความว่าเรขาคณิตของอวกาศในแต่ละช่วงเวลาของเวลาจักรวาลเดียวจะเหมือนกันในทุกจุดและในทุกทิศทาง (พูดอย่างเคร่งครัดเวลาดังกล่าวยังคงต้องได้รับการพิจารณาอย่างถูกต้อง แต่ในกรณีนี้ปัญหานี้สามารถแก้ไขได้) เป็นไปตามอัตราการขยายตัว (หรือการหดตัว) ของเอกภพในช่วงเวลาใดก็ตามที่ไม่ขึ้นกับทิศทางอีกครั้ง

จักรวาลของฟรีดมันน์จึงไม่เหมือนกับแบบจำลองของแคสเนอร์โดยสิ้นเชิง

ในบทความแรก ฟรีดแมนได้สร้างแบบจำลองของจักรวาลปิดโดยมีความโค้งของพื้นที่เป็นบวกคงที่โลกนี้เกิดขึ้นจากสถานะจุดเริ่มต้นที่มีความหนาแน่นของสสารอนันต์ ขยายไปถึงรัศมีสูงสุดที่แน่นอน (และด้วยเหตุนี้ ปริมาตรสูงสุด) หลังจากนั้นก็ยุบลงในจุดเอกพจน์เดิมอีกครั้ง (ในภาษาทางคณิตศาสตร์ ภาวะเอกฐาน)

อย่างไรก็ตาม ฟรีดแมนไม่ได้หยุดเพียงแค่นั้น ในความเห็นของเขา คำตอบของจักรวาลวิทยาที่ค้นพบไม่จำเป็นต้องถูกจำกัดด้วยช่วงเวลาระหว่างภาวะเอกฐานเบื้องต้นและเอกพจน์สุดท้าย มันสามารถดำเนินต่อไปในเวลาทั้งไปข้างหน้าและข้างหลัง ผลที่ได้คือกลุ่มจักรวาลที่ไม่มีที่สิ้นสุดที่พันกันบนแกนเวลาซึ่งล้อมรอบกันที่จุดเอกพจน์

ในภาษาของฟิสิกส์ นี่หมายความว่าจักรวาลปิดของฟรีดมันน์สามารถสั่นไหวอย่างไม่รู้จบ ตายหลังจากการหดตัวแต่ละครั้ง และเกิดใหม่กับชีวิตใหม่ในการขยายตัวที่ตามมา นี่เป็นกระบวนการที่เป็นระยะอย่างเคร่งครัด เนื่องจากการแกว่งทั้งหมดดำเนินต่อไปในระยะเวลาเท่ากัน ดังนั้น แต่ละวัฏจักรของการดำรงอยู่ของจักรวาลจึงเป็นสำเนาที่ถูกต้องของวัฏจักรอื่นๆ ทั้งหมด

นี่เป็นวิธีที่ Friedman ให้ความเห็นเกี่ยวกับแบบจำลองนี้ในหนังสือของเขา "The World as Space and Time": "นอกจากนี้ มีหลายกรณีที่รัศมีความโค้งเปลี่ยนแปลงเป็นระยะ: จักรวาลหดตัวถึงจุดหนึ่ง (กลายเป็นความว่างเปล่า) จากนั้นอีกครั้งจากจุดหนึ่ง ทำให้รัศมีของมันมีค่าหนึ่ง จากนั้นอีกครั้ง เมื่อรัศมีความโค้งลดลง มันกลายเป็นจุด ฯลฯ คนหนึ่งนึกถึงตำนานเทพเจ้าฮินดูเกี่ยวกับช่วงเวลาของชีวิตโดยไม่สมัครใจ เป็นไปได้ที่จะพูดคุยเกี่ยวกับ "การสร้างโลกจากความว่างเปล่า" แต่ทั้งหมดนี้ควรถือเป็นข้อเท็จจริงที่น่าสงสัยซึ่งไม่สามารถยืนยันอย่างแน่นหนาจากวัสดุทดลองทางดาราศาสตร์ที่ไม่เพียงพอ"

กราฟแสดงศักยภาพของจักรวาล Mixmaster ดูผิดปกติมาก - หลุมที่มีศักยภาพมีกำแพงสูง ระหว่างนั้นมี "หุบเขา" สามแห่ง ด้านล่างนี้คือเส้นโค้งสมศักย์ของ "จักรวาลในเครื่องผสม"

ไม่กี่ปีหลังจากการตีพิมพ์บทความของฟรีดแมน นางแบบของเขามีชื่อเสียงและเป็นที่ยอมรับ ไอน์สไตน์เริ่มสนใจแนวคิดเรื่องจักรวาลที่สั่นไหวอย่างจริงจัง และเขาไม่ได้อยู่คนเดียว ในปี 1932 Richard Tolman ศาสตราจารย์วิชาฟิสิกส์คณิตศาสตร์และเคมีกายภาพแห่ง Caltech เข้ายึดครอง เขาไม่ใช่นักคณิตศาสตร์ที่บริสุทธิ์ อย่างฟรีดแมน หรือนักดาราศาสตร์และนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เช่น เดอ ซิตเตอร์ เลอไมเตร และเอดดิงตัน โทลแมนเป็นผู้เชี่ยวชาญที่ได้รับการยอมรับในด้านฟิสิกส์สถิติและอุณหพลศาสตร์ ซึ่งเขาได้รวมเข้ากับจักรวาลวิทยาเป็นครั้งแรก

ผลลัพธ์ที่ได้นั้นไม่สำคัญมากนัก โทลมานได้ข้อสรุปว่าเอนโทรปีทั้งหมดของจักรวาลควรเพิ่มขึ้นจากวัฏจักรหนึ่งไปอีกรอบ การสะสมของเอนโทรปีนำไปสู่ความจริงที่ว่าพลังงานของจักรวาลมีความเข้มข้นในการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้ามากขึ้นเรื่อย ๆ ซึ่งจากวัฏจักรต่อวัฏจักรส่งผลกระทบต่อพลวัตของมันมากขึ้น ด้วยเหตุนี้ ความยาวของรอบจึงเพิ่มขึ้น แต่ละรอบจะยาวกว่ารอบที่แล้ว

ความผันผวนยังคงมีอยู่ แต่หยุดเป็นระยะ นอกจากนี้ ในแต่ละรอบใหม่ รัศมีของจักรวาลของ Tolman จะเพิ่มขึ้น ดังนั้น ในระยะของการขยายตัวสูงสุด มีความโค้งที่เล็กที่สุด และรูปทรงของมันก็เพิ่มมากขึ้นเรื่อยๆ และเข้าใกล้ยุคลิดมากขึ้นเรื่อยๆ

ขณะออกแบบโมเดล Richard Tolman พลาดโอกาสที่น่าสนใจ ซึ่ง John Barrow และ Mariusz Dombrowski ได้รับความสนใจในปี 1995 พวกเขาแสดงให้เห็นว่าระบบการสั่นของจักรวาลของ Tolman ถูกทำลายอย่างไม่สามารถย้อนกลับได้เมื่อมีการแนะนำพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาที่ต่อต้านแรงโน้มถ่วง

ในกรณีนี้ จักรวาลของ Tolman ในวัฏจักรใดวงจรหนึ่งจะไม่หดตัวเป็นภาวะเอกฐานอีกต่อไป แต่จะขยายตัวด้วยความเร่งที่เพิ่มขึ้นและกลายเป็นจักรวาลของ de Sitter ซึ่งในสถานการณ์ที่คล้ายคลึงกันนี้จักรวาล Kasner ก็ทำได้เช่นกัน Antigravity เหมือนความขยันเอาชนะทุกสิ่ง!

การคูณเอนทิตี

"ความท้าทายตามธรรมชาติของจักรวาลวิทยาคือการทำความเข้าใจต้นกำเนิด ประวัติศาสตร์ และโครงสร้างของจักรวาลของเราเองให้ดีที่สุด" กลศาสตร์ยอดนิยมของศาสตราจารย์จอห์น บาร์โรว์ แห่งมหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ อธิบาย - ในเวลาเดียวกัน ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปแม้จะไม่มีการยืมจากสาขาฟิสิกส์อื่น ๆ ทำให้สามารถคำนวณแบบจำลองจักรวาลวิทยาต่างๆ ได้ไม่จำกัดจำนวน

แน่นอนว่าการเลือกของพวกเขานั้นทำขึ้นจากข้อมูลทางดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ด้วยความช่วยเหลือซึ่งไม่เพียง แต่จะทดสอบแบบจำลองต่างๆเพื่อให้สอดคล้องกับความเป็นจริงเท่านั้น แต่ยังต้องตัดสินใจว่าส่วนประกอบใดบ้างที่สามารถรวมกันได้อย่างเหมาะสมที่สุด คำอธิบายของโลกของเรา นี่คือรูปแบบมาตรฐานของจักรวาลในปัจจุบัน แบบจำลองจักรวาลวิทยาอันหลากหลายที่พัฒนาขึ้นในอดีตได้พิสูจน์แล้วว่ามีประโยชน์มาก

แต่ไม่ใช่แค่นั้น แบบจำลองจำนวนมากถูกสร้างขึ้นก่อนที่นักดาราศาสตร์จะเก็บรวบรวมข้อมูลที่มีอยู่มากมายในปัจจุบัน ตัวอย่างเช่น ระดับที่แท้จริงของไอโซโทรปีของจักรวาลถูกสร้างขึ้นด้วยอุปกรณ์อวกาศในช่วงสองสามทศวรรษที่ผ่านมาเท่านั้น

เป็นที่ชัดเจนว่าในอดีต นักออกแบบอวกาศมีข้อ จำกัด เชิงประจักษ์น้อยกว่ามาก นอกจากนี้ เป็นไปได้ว่าแม้แต่แบบจำลองที่แปลกใหม่ตามมาตรฐานปัจจุบันก็จะมีประโยชน์ในอนาคตในการอธิบายส่วนต่างๆ ของจักรวาลที่ยังไม่เปิดให้สังเกตการณ์ และในที่สุด การประดิษฐ์แบบจำลองจักรวาลวิทยาอาจเพียงแค่ผลักดันความปรารถนาที่จะหาคำตอบที่ไม่รู้จักของสมการสัมพัทธภาพทั่วไป และนี่ก็เป็นแรงจูงใจที่ทรงพลังเช่นกัน โดยทั่วไปแล้ว ความอุดมสมบูรณ์ของแบบจำลองดังกล่าวสามารถเข้าใจได้และสมเหตุสมผล

การรวมกันของจักรวาลวิทยาและฟิสิกส์อนุภาคมูลฐานเมื่อเร็ว ๆ นี้ได้รับการพิสูจน์ในลักษณะเดียวกัน ตัวแทนถือว่าช่วงแรกของชีวิตของจักรวาลเป็นห้องทดลองตามธรรมชาติ เหมาะอย่างยิ่งสำหรับการศึกษาสมมาตรพื้นฐานของโลกของเรา ซึ่งกำหนดกฎของการมีปฏิสัมพันธ์พื้นฐาน พันธมิตรนี้ได้วางรากฐานสำหรับแฟนตัวยงของแบบจำลองจักรวาลวิทยาที่ใหม่และลึกซึ้งมาก ไม่ต้องสงสัยเลยว่าในอนาคตจะเกิดผลอย่างเท่าเทียมกัน"

จักรวาลในเครื่องผสม

ในปี 1967 นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน David Wilkinson และ Bruce Partridge ค้นพบว่ารังสีไมโครเวฟจากทุกทิศทางซึ่งค้นพบเมื่อสามปีก่อนมาถึงโลกด้วยอุณหภูมิที่ใกล้เคียงกัน ด้วยความช่วยเหลือของเรดิโอมิเตอร์ที่มีความไวสูงซึ่งคิดค้นโดย Robert Dicke เพื่อนร่วมชาติของพวกเขาพวกเขาแสดงให้เห็นว่าความผันผวนของอุณหภูมิของโฟตอนที่ถูกทิ้งร้างไม่เกินหนึ่งในสิบของเปอร์เซ็นต์ (ตามข้อมูลสมัยใหม่พวกมันน้อยกว่ามาก)

เนื่องจากการแผ่รังสีนี้เกิดขึ้นเร็วกว่า 4,00,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง ผลของวิลกินสันและนกกระทาจึงให้เหตุผลที่เชื่อได้ว่าแม้ว่าจักรวาลของเราไม่ได้เกือบจะเป็นไอโซโทรปิกในอุดมคติในขณะที่เกิด แต่ก็ได้คุณสมบัตินี้มาโดยไม่ชักช้ามาก

สมมติฐานนี้ก่อให้เกิดปัญหาใหญ่สำหรับจักรวาลวิทยา ในแบบจำลองจักรวาลวิทยาชุดแรก ไอโซโทรปีของอวกาศถูกวางตั้งแต่เริ่มต้นง่ายๆ เพื่อเป็นสมมติฐานทางคณิตศาสตร์ อย่างไรก็ตาม ย้อนกลับไปในช่วงกลางศตวรรษที่ผ่านมา เป็นที่รู้กันว่าสมการสัมพัทธภาพทั่วไปทำให้สามารถสร้างชุดของเอกภพที่ไม่ใช่ไอโซทรอปิกได้ ในบริบทของผลลัพธ์เหล่านี้ ไอโซโทรปีในอุดมคติที่เกือบจะสมบูรณ์แบบของ CMB นั้นต้องการคำอธิบาย

คำอธิบายนี้ปรากฏเฉพาะในช่วงต้นทศวรรษ 1980 และไม่คาดคิดโดยสิ้นเชิง มันถูกสร้างขึ้นบนแนวคิดทางทฤษฎีใหม่ที่เป็นรากฐานของการขยายตัวของจักรวาลอย่างรวดเร็ว (อย่างที่พวกเขามักจะพูดกันว่าเป็นภาวะเงินเฟ้อ) ในช่วงแรกของการดำรงอยู่ของมัน (ดู "PM" ฉบับที่ 7'2012) ในช่วงครึ่งหลังของทศวรรษ 1960 วิทยาศาสตร์ยังไม่สุกงอมสำหรับแนวคิดปฏิวัติดังกล่าว แต่อย่างที่คุณทราบ หากไม่มีกระดาษตราประทับ พวกเขาเขียนด้วยกระดาษธรรมดา

Charles Misner นักจักรวาลวิทยาชาวอเมริกันผู้โด่งดัง ทันทีหลังจากการตีพิมพ์บทความโดย Wilkinson และ Partridge พยายามอธิบาย isotropy ของรังสีไมโครเวฟโดยใช้วิธีการแบบเดิมๆ ตามสมมติฐานของเขา ความไม่สม่ำเสมอของเอกภพยุคแรกค่อยๆ หายไปเนื่องจาก "การเสียดสี" ร่วมกันของส่วนต่างๆ ของมัน ซึ่งเกิดจากการแลกเปลี่ยนนิวตริโนและฟลักซ์ของแสง (ในการตีพิมพ์ครั้งแรกของเขา Mizner เรียกสิ่งนี้ว่าความหนืดของนิวตริโน

ตามที่เขาพูดความหนืดดังกล่าวสามารถทำให้ความสับสนวุ่นวายเริ่มต้นได้อย่างรวดเร็วและทำให้จักรวาลเกือบจะเป็นเนื้อเดียวกันและเป็นไอโซโทรปิกอย่างสมบูรณ์แบบ

โครงการวิจัยของมิสเนอร์ดูสวยงาม แต่ไม่ได้ผลในทางปฏิบัติ สาเหตุหลักของความล้มเหลวถูกเปิดเผยอีกครั้งผ่านการวิเคราะห์ด้วยไมโครเวฟ กระบวนการใดๆ ที่เกี่ยวข้องกับการเสียดสีทำให้เกิดความร้อน ซึ่งเป็นผลมาจากกฎของเทอร์โมไดนามิกส์เบื้องต้น หากความไม่เท่าเทียมกันเบื้องต้นของจักรวาลถูกทำให้เรียบขึ้นเนื่องจากนิวตริโนหรือความหนืดอื่นๆ ความหนาแน่นของพลังงาน CMB จะแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญจากค่าที่สังเกตได้

ตามที่นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน Richard Matzner และเพื่อนร่วมงานชาวอังกฤษที่กล่าวถึงของเขา John Barrow แสดงให้เห็นในช่วงปลายทศวรรษ 1970 กระบวนการหนืดสามารถขจัดเฉพาะความไม่เท่าเทียมกันทางจักรวาลวิทยาที่เล็กที่สุดเท่านั้น ในการทำให้จักรวาล "ราบเรียบ" อย่างสมบูรณ์นั้น จำเป็นต้องมีกลไกอื่นๆ และพบว่ากลไกเหล่านี้อยู่ในกรอบของทฤษฎีอัตราเงินเฟ้อ

อย่างไรก็ตาม Mizner ได้รับผลลัพธ์ที่น่าสนใจมากมาย โดยเฉพาะอย่างยิ่งในปี 1969 เขาได้ตีพิมพ์แบบจำลองจักรวาลวิทยาใหม่ชื่อที่เขายืม … จากเครื่องใช้ในครัวเครื่องผสมอาหารในบ้านที่ผลิตโดย Sunbeam Products! Mixmaster Universe เต้นแรงอย่างต่อเนื่องในการชักที่รุนแรงที่สุด ซึ่งตามที่ Mizner ได้กล่าวไว้ ทำให้แสงไหลเวียนไปตามเส้นทางที่ปิด ผสมและทำให้เนื้อหาเป็นเนื้อเดียวกัน

อย่างไรก็ตาม การวิเคราะห์ในภายหลังของแบบจำลองนี้แสดงให้เห็นว่าแม้ว่าโฟตอนในโลกของ Mizner จะเดินทางไกล แต่เอฟเฟกต์การผสมของพวกมันก็ไม่มีนัยสำคัญมากนัก

อย่างไรก็ตาม Mixmaster Universe นั้นน่าสนใจมาก เช่นเดียวกับจักรวาลปิดของฟรีดแมน มันเกิดขึ้นจากปริมาตรเป็นศูนย์ ขยายไปสู่ระดับสูงสุด และหดตัวอีกครั้งภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของมันเอง แต่วิวัฒนาการนี้ไม่ราบรื่นเหมือนของฟรีดแมน แต่วุ่นวายอย่างยิ่ง ดังนั้นจึงไม่สามารถคาดเดารายละเอียดได้อย่างสมบูรณ์

ในวัยเยาว์ จักรวาลนี้มีการสั่นอย่างรุนแรง ขยายออกเป็นสองทิศทางและหดตัวในสาม - เหมือนของ Kasner อย่างไรก็ตาม ทิศทางของการขยายและการหดตัวไม่คงที่ โดยจะเปลี่ยนตำแหน่งแบบสุ่ม ยิ่งไปกว่านั้น ความถี่ของการแกว่งขึ้นอยู่กับเวลาและมีแนวโน้มที่จะอนันต์เมื่อเข้าใกล้ชั่วพริบตาแรก จักรวาลดังกล่าวผ่านการเปลี่ยนแปลงรูปแบบที่วุ่นวาย เหมือนกับวุ้นที่สั่นอยู่บนจานรอง การเสียรูปเหล่านี้สามารถตีความได้อีกครั้งว่าเป็นปรากฏการณ์ของคลื่นความโน้มถ่วงที่เคลื่อนที่ไปในทิศทางต่างๆ ซึ่งรุนแรงกว่าแบบจำลองของ Kasner มาก

Mixmaster Universe ลงไปในประวัติศาสตร์จักรวาลวิทยาว่าเป็นจักรวาลในจินตนาการที่ซับซ้อนที่สุดที่สร้างขึ้นบนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ "บริสุทธิ์" ตั้งแต่ต้นทศวรรษ 1980 แนวคิดที่น่าสนใจที่สุดของประเภทนี้เริ่มใช้แนวคิดและอุปกรณ์ทางคณิตศาสตร์ของทฤษฎีสนามควอนตัมและทฤษฎีอนุภาคมูลฐาน จากนั้นจึงใช้ทฤษฎีซูเปอร์สตริงโดยไม่ชักช้า