Eripära ja loomise hetk

Lavastuse ettevalmistus: Mida me mõtleme, kui räägime „singulaarsusest"?
Igapäevases kõnes seostub singulaarsus sageli lõpmata väikese ja lõpmata tiheda punktiga. Einsteini üldrelatiivsusteoorias, matemaatiliselt öeldes, on singulaarsus koht, kus aine tihedus ja ruumajaotuse kõverus muutuvad lõpmatuks ning teooria võrrandid ei anna enam mõistlikke ennustusi.

Suurpaugutuse singulaarsus
Klassikalises Suure Paugu mudelis (ilma inflatsiooni või kvantmehaanikata) "keerates kella tagasi", koondub kogu universumi aine ja energia ühte punkti ajas, t = 0. See on Suure Paugu singulaarsus. Kuid tänapäeva füüsikud näevad seda peamiselt märgina, et üldrelatiivsuse seadused ei kehti enam väga kõrgete energiate ja väga väikeste mõõtmete juures – palju varem, kui tegelikult saavutatakse "lõpmatu tihedus".

Miks see on probleem?
Tõeline singulaarsus tähendaks, et puutume kokku lõpmatute suurustega (tihedus, temperatuur, kõverus). Tavapärases füüsikas näitavad lõpmatused tavaliselt, et meie mudel ei hõlma kogu nähtust. Arvatakse, et kvantgravitatsiooni teooria – mis ühendab üldrelatiivsuse kvantmehaanikaga – lõpuks selgitab kõige varasemaid hetki.

Lihtsalt öeldes on tavaline "singulaarsus" vaid kohamärk tundmatule alale; see on piir, kus praegused teooriad enam ei kehti.

2. Plancki ajastu: kus lõpeb meie teadaolev füüsika

Enne kosmilise inflatsiooni algust on lühike ajavahemik, mida nimetatakse Plancki ajastuks, nime saanud Plancki pikkuse järgi (
≈ 1,6×10^(-35) meetrit) ja Plancki aeg (
≈ 10^(-43) sekundit). Sellel ajal olid energiatasemed nii kõrged, et nii gravitatsioon kui ka kvantinähtused muutusid olulisteks. Peamised asjad:

Plancki skaala
Temperatuur võis läheneda Plancki temperatuurile (
≈ 1,4×10^(32) K). Sellisel skaalal võis ruum-aja struktuur kogeda kvantfluktuatsioone väga väiksel skaalal.

"Teoreetilised kõrbekohad"
Praegu puudub meil täielikult välja töötatud ja eksperimentaalselt kontrollitud kvantgravitatsiooni teooria (nt stringiteooria, silmuskvantgravitatsioon), mis selgitaks täpselt, mis toimub sellistel energiatasetel. Seetõttu võib klassikalise singulaarsuse mõistet asendada mõni muu nähtus (nt "hüpe", kvantvahtude faas või stringiteooria algolek).

Ruum ja aja tekkimine
Võib-olla ei "keeranud" ruum-aeg tol ajal lihtsalt "punktiks", vaid läbis täiesti teistsuguse transformatsiooni, mida valitsesid veel avastamata loodusseadused.

3. Kosmiline inflatsioon: paradigma murd

3.1. Varased vihjed ja Alan Guthi läbimurre

1970. aastate lõpus ja 1980. aastate alguses märkasid sellised füüsikud nagu Alan Guth ja Andrei Linde viisi lahendada mõningaid Suure Paugu mudeli mõistatusi, pakkudes välja, et varases universumis toimus eksponentsiaalne laienemine. Seda nähtust, mida nimetatakse kosmiliseks inflatsiooniks, põhjustab väga kõrge energiavälja olemasolu (tavaliselt nimetatud "inflatoniks").

Inflatsioon aitab lahendada järgmisi põhiprobleeme:

• Horisondi probleem. Kauged universumi piirkonnad (näiteks kosmilise taustkiirguse vastaskülgedel) näivad olevat peaaegu sama temperatuuriga, kuigi valgusel või soojusel pole olnud piisavalt aega nende vahel liikuda. Inflatsioon ennustab, et need piirkonnad olid kunagi üksteisele lähedal, kuid hiljem kiiresti "venitatud", mistõttu nende temperatuurid muutusid sarnaseks.
• Tasapinna (ühtluse) probleem. Vaatlused näitavad, et Universum on peaaegu geomeetriliselt tasapinnaline. Kiire eksponentsiaalne laienemine "silub" algset kõverust, nagu õhupalli täitmisel kaovad voldid selle väiksel pinnal.
• Monopoolide probleem. Mõned suure ühtse teooria mudelid ennustavad massiivsete magnetiliste monopoolsete osakeste või muude eksootiliste reliikviumide tekkimist kõrgel energial. Inflatsioon hõrendab neid reliikviume kuni ebaoluliselt väikese koguseni, sobitades teooria vaatlustega.

3.2. Inflatsiooni mehhanism

Inflatsiooni ajal – mis kestab väga väikese osa sekundist (umbes 10^(-36) kuni 10^(-32) sekundit pärast Suurt Pauku) – suureneb Universumi mõõtkord mitu korda. Inflatsiooni käitav energia (inflaton) valitseb Universumi dünaamikat ja toimib sarnaselt kosmoloogilisele konstandile. Kui inflatsioon lõpeb, laguneb inflaton kuumaks osakeste "supiks" – seda protsessi nimetatakse taaskütmiseks (reheating). Just nii algab meile tuttav kuuma ja tiheda Universumi laienemine.

4. Väga kõrgete energiate tingimused

4.1. Temperatuur ja osakeste füüsika

Pärast inflatsiooni lõppu ja varajases "kuuma Suure Paugu" staadiumis valitses Universumis tohutud temperatuurid, mis võimaldasid luua hulgaliselt fundamentaalseid osakesi – kvarke, leptoneid, bosoneid. Need tingimused ületasid kümneid miljardeid kordi kõike, mis on tänapäeva osakestekiirendites saavutatav.

• Kvark-gluoni plasma. Esimestel mikrosekunditel oli Universum täidetud vabade kvarkide ja gluonide "merega", mis sarnaneb sellele, mis tekib lühidalt osakestekiirendites (nt Suures hadronikiirendis, LHC). Kuid tol ajal olid energiatihedused mitu korda suuremad ja hõlmasid kogu kosmost.
• Simmeetria murdumine (ingl. symmetry breaking). Väga kõrged energiad tõenäoliselt põhjustasid faasisiirdeid, kui fundamentaalsete jõudude – elektromagnetilise, nõrga ja tugeva – käitumine muutus. Universumi jahtudes "eraldusid" need jõud (või "murdusid") ühest ühtsest seisundist tänapäeval täheldatavateks.

4.2. Kvantfluktuatsioonide roll

Üks inflatsiooni tähtsamaid ideid on see, et inflatonivälja kvantfluktuatsioonid venitati makroskoopilisteks mõõtmeteks. Pärast inflatsiooni muutusid need "ebatasasused" aine ja tumeda aine tiheduse ebatasasusteks. Veidi tihedamad piirkonnad tõmbusid gravitatsiooni mõjul kokku ja moodustasid tähti ning galaktikaid, mis eksisteerivad tänapäevani.

Seega mõjutasid kvantfenomenid sekundiosa alguses otseselt tänast Universumi suurt struktuuri. Iga galaktikaparv, kosmiline filament ja vaakum võib jälgida oma päritolu inflatsiooniliste kvantlaineideni.

5. Singulaarsusest lõpmatuteni võimalusteni

5.1. Kas singulaarsus punktas tõepoolest eksisteeris?

Kuna singulaarsus tähendab, et klassikalise füüsika võrrandid annavad lõpmatuid tulemusi, usuvad paljud füüsikud, et tõeline lugu on palju keerulisem. Võimalikud alternatiivid:

• Ühtegi tõelist singulaarsust ei ole. Tulevane kvantgravitatsiooni teooria võib „muuta“ singulaarsuse olekuks, kus energia on väga suur, kuid mitte lõpmatu, või kvantse „hüppeks“ (bounce), kus eelnev kokkutõmbuv universum läheb üle laienemisse.
• Igavene inflatsioon. Mõned teooriad pakuvad, et inflatsioon võib toimuda lõputult laiemas mitmemõõtmelises ruumis (multiversumis). Sel juhul võib meie nähtav universum olla vaid üks „mulliline“ universum, mis tekkis pidevas inflatsioonilises keskkonnas. Sellises mudelis saab rääkida singulaarsest algusest ainult lokaalselt, mitte universaalselt.

5.2. Kosmiline päritolu ja filosoofilised arutelud

Singulaarse alguse idee puudutab mitte ainult füüsikat, vaid ka filosoofiat, teoloogiat ja metafüüsikat:

• Aja algus. Paljudes standardsetes kosmoloogilistes mudelites algab aeg t = 0 juurest, kuid mõnes kvantgravatsiooni või tsüklilises mudelis võib olla mõistlik rääkida „olemisest enne Suurt Pauku“.
• Miks on midagi, mitte mitte midagi? Füüsika suudab selgitada universumi arengut väga kõrgete energiate perioodist, kuid lõplik päritolu – kui see eksisteerib – jääb sügavalt mõistatuseks.

6. Vaatluste tõendid ja testid

Inflatsiooniparadigma esitas mitu kontrollitavat prognoosi, mida kinnitasid kosmilise taustkiirguse (CMB) ja suurstruktuuri vaatlused:

• Lame geomeetria. CMB temperatuuri kõikumiste mõõtmised (COBE, WMAP, Plancki satelliidid) näitavad, et universum on peaaegu lame, nagu inflatsioon prognoosis.
• Ühtsus väikeste häiretega. CMB temperatuuri kõikumiste spekter sobib hästi inflatsiooniliste kvantkõikumiste teooriaga.
• Spektraalne kaldenurk. Inflatsioon ennustab väikest „kallet“ algsete tiheduse kõikumiste võimsusspektris – ja see langeb kokku vaatlustega.

Füüsikud täiustavad jätkuvalt inflatsioonimudeleid, otsides algseid gravitatsioonilaineid – ruumajaaja lainetusi, mis võisid tekkida inflatsiooni ajal. See oleks järgmine suur eksperimentaalne samm inflatsiooniteooria kinnitamiseks.

7. Miks see on oluline?

Singulaarsuse ja universumi loomise hetke mõistmine ei ole lihtsalt huvitav fakt. See puudutab:

• Fundamentaalset füüsikat. See on määrav punkt, kus püüame ühendada kvantmehaanika ja gravitatsiooni.
• Struktuuri kujunemist. Paljastab, miks universum näeb välja nii nagu ta näeb – kuidas galaktikad, parved kujunesid ja kuidas kõik see tulevikus muutub.
• Kosmiline päritolu. Aitab lahendada sügavaimaid küsimusi: kust kõik pärineb, kuidas see areneb ja kas meie universum on ainulaadne.

Universumi sünniuuringud peegeldavad inimkonna võimet mõista äärmuslikke tingimusi, tuginedes nii teooriale kui ka hoolikatele vaatlustele.

Lõppmõtted

Esialgne Suure Paugu "singulaarsus" tähistab pigem praeguste mudelite võimaluste piiri kui tõelist lõpmatu tiheduse seisundit. Kosmiline inflatsioon täpsustab seda pilti, väites, et Universumi varases staadiumis toimus kiire eksponentsiaalne laienemine, mis valmistas ette kuuma ja tiheda laienemise. See teoreetiline skeem seletab elegantselt paljusid varem segadusse ajanud vaatlusi ning on kindel alus meie praegusele arusaamale, kuidas Universum on arenenud 13,8 miljardi aasta jooksul.

Siiski jääb palju vastamata küsimusi. Kuidas täpselt algas inflatsioon ja milline on inflatoni välja olemus? Kas meil on vaja kvantgravitatsiooni teooriat, et tõeliselt mõista esimest hetke? Kas meie Universum on vaid üks paljudest "mullidest" suuremas multiversumis? Need küsimused tuletavad meelde, et kuigi füüsika seletab kosmilise loomise ajalugu erakordselt edukalt, ütlevad singulaarsuse kohta viimase sõna uued teooriad ja andmed. Meie uurimused, kuidas ja millal Universum sündis, jätkuvad, julgustades meid sügavamalt tundma ise reaalsust.

Allikad:

• • Hawking, S. W., & Ellis, G. F. R. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press.
    – Klassikaline töö, mis uurib ruumajaaja kõverust ja singulaarsuse mõisteid üldrelatiivsuse kontekstis.
  • Penrose, R. (1965). "Gravitational collapse and space-time singularities." Physical Review Letters, 14(3), 57–59.
    – Artikkel, mis käsitleb tingimusi, mis põhjustavad singulaarsuse tekkimist gravitatsioonilise kokkutõmbumise ajal.
  • Guth, A. H. (1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems." Physical Review D, 23(2), 347-356.
    – Põhitöö, mis tutvustab kosmilise inflatsiooni kontseptsiooni, aidates lahendada horisondi ja tasapinna probleeme.
  • Linde, A. (1983). "Chaotic inflation." Physics Letters B, 129(3-4), 177-181.
    – Alternatiivne inflatsioonimudel, mis käsitleb võimalikke inflatsioonistsenaariume ja Universumi algtingimuste küsimusi.
  • Bennett, C. L., et al. (2003). "First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results." The Astrophysical Journal Supplement Series, 148(1), 1.
    – Esitab kosmilise taustkiirguse vaatlustulemused, mis kinnitavad inflatsiooni prognoose.
  • Planck Collaboration. (2018). "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters." Astronomy & Astrophysics.
    – Viimased kosmoloogilised andmed, mis võimaldavad täpselt määratleda Universumi geomeetriat ja selle evolutsiooni.
  • Rovelli, C. (2004). Quantum Gravity. Cambridge University Press.
    – Põhjalik töö kvantgravitatsioonist, mis arutleb traditsioonilise singulaarsuse lähenemise alternatiivide üle.
  • Ashtekar, A., Pawlowski, T., & Singh, P. (2006). "Quantum nature of the big bang: Improved dynamics." Physical Review D, 74(8), 084003.
    – Artikkel, mis käsitleb, kuidas kvantgravitatsiooni teooriad võivad muuta klassikalist Suure Paugu singulaarsuse lähenemist, pakkudes kvantset "hüpet" (bounce) alternatiivina.