الفلك

طبيعة التضخم الكوني - أبعاد تتكشف؟

طبيعة التضخم الكوني - أبعاد تتكشف؟

في حين أن نموذج التضخم الكوني راسخ جيدًا ، فإن طبيعة التضخم غير معروفة ويتم التعامل معها من خلال إدخال حقل افتراضي "inflaton".

كنت أتساءل عما إذا كانت هناك نظريات أو بحث يستكشف فكرة أنه بعد الانفجار العظيم كان الكون قد حدث للتو بعد مكاني واحد في البداية ، وبالتالي ديناميكيات توسع مختلفة تمامًا (مقارنة بالتوسع على طول جميع الأبعاد في وقت واحد) ، مما قد يلغي الحاجة إلى مجال inflaton. ومع نمو حجم وتعقيد هذا الكون البسيط ، اكتسب أبعادًا إضافية أدت إلى إبطاء معدل التوسع.

من حيث نظرية الأوتار ، قد يعني هذا أن الأبعاد المكانية كانت "ملفوفة" في البداية و "تكشفت" على مراحل مع مرور الوقت بعد الانفجار العظيم.


تبحث مهمة بالون ناسا عن دليل على التضخم الكوني

سيبحث عالم ناسا Al Kogut عن دليل على التضخم الكوني باستخدام مرصد محمول بالبالون يسمى مستكشف استقطاب التضخم البدائي ، أو PIPER. اعتمادات الصورة: NASA / W. هريبيك. الآن بعد أن أكد العلماء وجود موجات الجاذبية ، تم تعيين فريق ناسا للبحث عن توقيع متوقع لموجات الجاذبية البدائية التي من شأنها أن تثبت أن الكون الرضيع توسع بشكل أسرع بكثير من سرعة الضوء وبدأ في النمو بشكل أسي تقريبًا بعد الانفجار العظيم. .

في وقت لاحق من هذا العام ، سيقوم عالم ناسا Al Kogut وفريقه في مركز جودارد لرحلات الفضاء في جرينبيلت بولاية ماريلاند بتحليق حمولة منطاد مذهلة - مستكشف استقطاب التضخم البدائي ، أو PIPER - للعثور على دليل على هذا التوسع المتسارع ، المسمى التضخم الكوني.

وفقًا للنظرية ، كان من الممكن أن يؤدي التضخم إلى توليد موجات الجاذبية ، وهي اضطرابات صغيرة في نسيج الزمكان. كانت هذه الموجات قد تركت بصمة في استقطاب إشعاع الخلفية الكونية ، الضوء المتبقي من خلق الكون الذي يغمر السماء في جميع الاتجاهات.

كشفت النتائج العلمية من اثنين من مراصد وكالة ناسا التي درست إشعاع الخلفية عن أدلة محيرة على حدوث التضخم في الواقع. ووجدوا اختلافات طفيفة في درجة الحرارة في إشعاع الشفق الذي يشير إلى اختلافات في الكثافة أدت في النهاية إلى ظهور النجوم والمجرات التي نراها اليوم. أظهرت الملاحظات أيضًا أن اختلافات الكثافة كانت موحدة بشكل ملحوظ في جميع الاتجاهات وأن هندسة الكون كانت مسطحة - وهي خصائص فيزيائية تُعزى إلى التضخم.

على الرغم من أن النظريات الأخرى تشرح هذه الديناميكيات أيضًا ، إلا أنها لا تفسر وجود موجات الجاذبية البدائية التي نشأت عندما تضخم الكون إلى أبعاد فلكية. على الرغم من المحاولات المتكررة ، لم يكتشف أحد حتى الآن هذه الموجات أو بصمة الاستقطاب المنبهة - وهو ما يشير إليه علماء الكون بالنمط B.

عواقب وخيمة
إذا وجد PIPER التوقيع الذي يثبت أن الكون قد تضخم من نقطة صغيرة جدًا إلى مقاييس ماكروسكوبية ضمن ثانية نانوية نانو نانو من الانفجار العظيم ، فإن هذا الاكتشاف سيكون له عواقب عميقة على علم الكونيات وفيزياء الطاقة العالية.

في حين أن الفيزياء الكلاسيكية - مثل نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين - تعمل بشكل مثالي لوصف الجاذبية على المقياس العياني (حيث تسقط التفاح على الأرض وتدور الأرض حول الشمس) ، فإنها تنهار لحساب النتائج على المقاييس دون الذرية أو الكمومية. بالإضافة إلى إثبات التضخم كحقيقة فيزيائية ، فإن اكتشاف PIPER سيعطي علماء الفيزياء الصلة بين الجاذبية وميكانيكا الكم.

قال كوجوت: "إذا وجدناها ، فستكون دليلًا مباشرًا على الملاحظة على أن الجاذبية تخضع لميكانيكا الكم". "لم يقم أحد حتى الآن بوضع نظرية متسقة للجاذبية الكمومية ، لذا فإن الدليل المرصود على أن الجاذبية تخضع لميكانيكا الكم سيكون تطورًا هائلاً." يوضح هذا التخطيط حمولة البالون PIPER وتخطيط أدواته. يخطط الباحث الرئيسي Al Kogut وفريقه لإجراء اختبار تشغيل للمرصد في يونيو ، لمتابعة الرحلة الأولى من عدة رحلات علمية في سبتمبر. اعتمادات الصورة: ناسا. موعد الرحلة يقترب
في يونيو ، يخطط الفريق لإجراء تشغيل تجريبي مع وحدة اختبار هندسية مع رحلة منطاد علمية من مرفق بالون كولومبيا العلمي التابع لناسا في فلسطين ، تكساس. ومن المقرر القيام بمهمة متابعة في سبتمبر برحلة بمنطاد علمية ليلية من موقع إطلاق ناسا في فورت سومنر ، نيو مكسيكو ، للحصول على منظر لنصف الكرة الشمالي. لدراسة الضوء المتبقي من نصف الكرة الجنوبي ، يخطط الفريق لتحليق PIPER من Alice Springs ، أستراليا ، ومع ذلك ، لم يتم تحديد موعد الإطلاق.

قد تطير PIPER في النهاية عدة مرات من الولايات المتحدة وأستراليا ، لتحلق على ارتفاع 120 ألف قدم فوق الأرض حيث يتقلص الغلاف الجوي في فراغ الفضاء.

مرصد على أحدث طراز
PIPER هو مرصد حديث وحساس للغاية. حول حجم ووزن الشاحنة ، تم تجهيز المرصد بتلسكوبات مزدوجة ، وكاشفات فائقة التوصيل من تطوير جودارد تم ضبطها على نطاقات الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء البعيدة ، ووحدة استقطاب متغيرة التأخير للكشف عن الضوء المستقطب بشكل نظيف.

نظرًا لأن إشارة الاستقطاب أضعف 100 مرة على الأقل من إشارة درجة الحرارة التي اكتشفتها بعثات ناسا السابقة ، وحتى أكثر برودة من إشعاع الخلفية نفسه ، يجب أن يعمل PIPER في درجات حرارة فائقة البرودة لمنع الحرارة الناتجة عن الأجهزة من إغراق الإشارة الخافتة. نتيجة لذلك ، سيتم وضع التلسكوب ، بما في ذلك أجهزة الكشف ومعدل الاستقطاب ، داخل دلو ديوار مملوء بالهيليوم السائل للحفاظ على فاترة -271.67 درجة مئوية (-457 درجة فهرنهايت).

قياس صعب
على الرغم من الحساسية التي لا مثيل لها ، فإن مهمة PIPER مهمة صعبة.

حددت بعثات ناسا السابقة إشارة الوضع E ، والتي تعرض ترتيبًا دائريًا أو شعاعيًا عبر السماء. وأشار اكتشافه إلى الوقت الذي كان فيه الضوء من النجوم الأولى يؤين ذرات الهيدروجين ويحرر الإلكترونات من البروتونات. من ناحية أخرى ، يفضل وضع B المطلوب بشدة نمطًا ملتويًا. مما يجعل الاكتشاف تحديًا هو حقيقة أن الظواهر الفيزيائية الفلكية المختلفة ستنتج كليهما. حددت بعثات ناسا السابقة استقطاب الوضع الإلكتروني في الخلفية الكونية الميكروية ، الضوء المتبقي من خلق الكون. تنبع إشارة الوضع E من فترة لاحقة ، عندما بدأ ضوء النجوم فوق البنفسجي في تجريد الإلكترونات من ذرات الهيدروجين ، مما أدى إلى تأينها. تبحث PIPER عن دليل على موجات الجاذبية البدائية وإشارة استقطابها المنبثقة - الوضع B. اعتمادات الصورة: ناسا. اكتشف علماء الفلك هذا بالطريقة الصعبة. في عام 2014 ، أعلن علماء الفلك الذين استخدموا التصوير الخلفي لتجربة الاستقطاب الكوني خارج المجرة (BICEP2) في القطب الجنوبي أنهم اكتشفوا استقطاب النمط B. ومع ذلك ، فإن نشوتهم لم يدم طويلا. كشف تحليل شامل للبيانات التي تم جمعها بواسطة مصفوفة كيك في القطب الجنوبي ومرصد بلانك التابع لوكالة الفضاء الأوروبية أن الإشارة جاءت بدلاً من ذلك من الغبار في مجرة ​​درب التبانة.

أوضح هارفي موسلي ، عالم الكونيات في جودارد الذي تعاون مع Kogut في تطوير التقنيات اللازمة لاستكشاف الكون المبكر جدًا: "لم يكن لدى BICEP2 معلومات كافية".

على الرغم من أن BICEP2 قد لاحظ رقعة من السماء مساحتها 400 درجة مربعة بالقرب من القطب الجنوبي لمجرة درب التبانة - وهي منطقة خالية من الكثير من الغبار الذي يملأ القرص المرصع بالنجوم - فقد نظر التلسكوب إلى نطاق ترددي واحد فقط. قامت بضبط أجهزتها على 150 جيجا هرتز ، وهو أمر مناسب لدراسات إشعاع الخلفية. ولكن لكي تكون ذات طبيعة كونية حقًا ، يجب أن يكون القياس قد تم التحقق منه بترددات متعددة.

في المقابل ، ستراقب PIPER السماء بأكملها على أربعة ترددات مختلفة - 200 ، و 270 ، و 350 ، و 600 جيجاهرتز - للتمييز بين الغبار والتضخم البدائي ، على حد قول كوجوت. هذا يضمن أن الفريق سيكون قادرًا على إزالة إشارة الغبار.

علاوة على ذلك ، سوف يطير PIPER من منطاد علمي على ارتفاعات عالية لتجنب الانبعاثات من الغلاف الجوي للأرض. وقال كوجوت إنه في حالة وجود موجات الجاذبية ، ستكتشف PIPER توقيعها على عامل أضعف بثلاثة أضعاف من أدنى قيمة تنبأت بها النماذج التضخمية. بالإضافة إلى ذلك ، سينفذ التلسكوب مهمته 100 مرة أسرع من أي مرصد أرضي.

أخبار جيدة ، في كلتا الحالتين
حتى إذا فشل PIPER في اكتشاف التوقيع ، فسيظل المجتمع العلمي يبشر بنجاح المهمة. قال موزلي: "ستكون صفقة كبيرة إذا وجدوا الإشارة ، لكنها ستكون أيضًا مشكلة كبيرة إذا لم تتمكن PIPER من رؤيتها". "هذا يعني أننا بحاجة إلى ابتكار نموذج مختلف لما حدث في الكون المبكر."


الملخص

يتتبع هذا البحث ظهور الأسلوب التاريخي وتطوره وترسيخه لاحقًا في المشهد المتغير للبحث الكوني الحديث. يجادل بأن الأسلوب التاريخي في علم الكونيات قد تمت صياغته في العقود الأولى من القرن العشرين واستمر في التطور في القرن الذي تلاه. بمرور الوقت ، أصبح مشهد الاستقصاء الكوسمولوجي خاضعًا للسيطرة تدريجياً وتشكل بالكامل من خلال التفسيرات التاريخية. ممارسات مثل الاستقراء الزمني إلى الأمام والخلف (التفكير في التاريخ التطوري السابق للكون بشروط أولية مختلفة ومعايير أخرى) أصبحت شائعة الآن. أدت الهندسة غير الساكنة للكون في أوائل القرن العشرين إلى التفكير في الكون بمصطلحات تطورية. بالاعتماد على النهج التاريخي لجامو (ومقارنة ذلك بالنهج غير التاريخي لبوندي) ، تجادل الورقة بعد ذلك بأن الأسلوب التاريخي أصبح قوة رئيسية حيث بدأ المحققون في البحث في الكون عن الحفريات والآثار الأخرى كشكل جديد من أشكال الممارسة العلمية. علم الحفريات الكونية. بحلول سبعينيات القرن الماضي ، أصبح الأسلوب التاريخي حجر الأساس للنظام والافتراض المسبق لخطوط تحقيق جديدة. بحلول نهاية القرن العشرين ، تم دفع الأسلوب التاريخي إلى أقصى حدوده حيث بدأ التفكير الزمني يتخطى السرد التاريخي الخطي. من خلال مقترحات الأكوان المتعددة من نوع "المجموعة" الزمانية ، أعيد تقديم نوع معين من التفكير غير التاريخي إلى الخطاب الكوني ، والذي يمثل ، إلى حد ما ، نزعًا جذريًا عن الطابع التاريخي للأسلوب التاريخي في علم الكونيات. حتى أن البعض يحاول الآن شرح قوانين الفيزياء من حيث تاريخها.


علم الكونيات: اختبار التضخم

مع اقتراب إطلاق مركبة الفضاء بلانك ، يبحث إريك هاند في ما يمكن أن تعنيه المهمة بالنسبة للنظرية السائدة للحظات بعد الانفجار العظيم.

الفضاء بارد. لكن بلانك سيكون أكثر برودة. في قلب المركبة الفضائية التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية ، المبردة إلى 0.1 كلفن بواسطة نظام التبريد الأكثر تطوراً على الإطلاق في الفضاء ، سيتم تعليق مجموعة من خيوط gossamer في فراغ قريب. هذه الخيوط ، التي تبدو كمصفوفة من شبكات العنكبوت ، ستجمع الفوتونات من الخلفية الكونية الميكروية (CMB) - الشفق اللاحق لخلق الكون.

سيكون البرد القارس ضروريًا لتحقيق مهمة Planck في عمل خرائط فائقة الدقة للإشعاع CMB. الفوتونات البدائية ، أقدم ضوء في الكون ، تتدفق عبر كل سنتيمتر مكعب من الفضاء الفارغ بمتوسط ​​درجة حرارة 2.7 كلفن فقط. ستختلف درجة حرارة الفوتونات اختلافًا طفيفًا ، اعتمادًا على جزء السماء الذي أتت منه (انظر: "رسم خرائط الكون").

تم تصميم كاشفات بلانك فائقة البرودة لقياس هذه الاختلافات في درجات الحرارة عند مستوى أقل من جزء من مليون كلفن (انظر: "تبريد بلانك"). هذه الدقة غير العادية ، كما يقول مصممو المركبة الفضائية ، تعني أنه بمجرد إطلاقه - وهو معلم من المقرر إجراؤه الآن في 6 مايو - يمكن للمسبار على مدار عامين أن يحل الأسئلة التي أزعجت مجتمع الفيزياء الفلكية لجيل كامل. يقول عالم المشروع يان تاوبر ، المقيم في نوردفيك بهولندا: "علينا أن نتعمق أكثر ، بلانك هي فرصتنا التالية الأفضل للقيام بذلك".

منذ ما يقرب من 30 عامًا ، كما يقول تاوبر ، كان تفكير علماء الكونيات موجهًا بنظرية تسمى التضخم ، والتي تحاول شرح كيفية تطور الكون في اللحظات التي أعقبت الانفجار العظيم. اجتاز التضخم كل اختبار رصدي حتى الآن ، وذلك أساسًا من خلال التنبؤ بإحصائيات التغيرات في درجات الحرارة في الإشعاع CMB التي شاهدها أسلاف بلانك. لكن حساسية بلانك الشديدة للتغيرات ستضع التضخم في أكثر اختباراته صرامة حتى الآن - وستقوم إما بتثبيته أو تدميره لصالح بعض النظريات المنافسة ، والتي يوجد منها العديد.

في الواقع ، يعد التضخم مهمًا جدًا لعلم الكونيات الحديث ، حيث إن المركبة الفضائية فائقة البرودة ، التي يبلغ وزنها 2 طن ، والتي تبلغ تكلفتها 600 مليون يورو (-800 مليون دولار أمريكي) في منافسة شديدة مع عشرات التجارب الأرضية والمحمولة بالبالونات ، وكلها تسعى إلى الهدف نفسه: قياسات رائعة للإشعاع CMB (انظر "السباق على الأوضاع B"). يقول مايكل تورنر ، عالم الكونيات بجامعة شيكاغو في إلينوي: "هذا سباق كبير جدًا". "هذا ذهب سويدي".

كان من الممكن أن يظل الانفجار العظيم صغيرًا جدًا بدون نوع من التعزيز. للتوفيق بين نظرية الكم وعلم الكونيات ، يود الفيزيائيون الاعتقاد بأن الكون البدائي بدأ فقط 10−35 متر عبر. هذا يؤدي إلى تناقض. عمر الكون معقول: 13.7 مليار سنة. إذا بدأت صغيرة كما يود المنظرون وتوسعت فقط بالمعدل السائد الآن ، فستظل قادرة على أن تتلاءم بشكل مريح مع النقطة الكاملة في نهاية هذه الجملة.

يفسر التضخم هذا التناقض الظاهري بافتراض حدوث توسع مذهل في اللحظات الأولى (انظر: "الجدول الزمني للكون التضخمي"). لا يوجد تشبيه سهل لمدى غضب وسرعة التوسع ، ولكن على سبيل المثال ، في نموذج تضخم بسيط ، يمكن أن ينتشر هذا الكون المتناهي الصغر إلى شيء مثل 101,000,000,000,000 متر عبر. هذا واحد متبوعًا بتريليون أصفار. وكان من الممكن أن يحدث ذلك في جزء من تريليون من تريليون من تريليون من الثانية. لا يمكن حتى للضوء مواكبة الأمر: أبعد ما يمكن أن يقطعه الفوتون منذ الانفجار العظيم - مقياس يُعرف باسم مسافة الأفق - هو 10 "فقط"27 أمتار. (هذا ليس تناقضًا مع النسبية: لا يوجد جسيمان موجودان في نفس النقطة أثناء التضخم لهما سرعة نسبية أكبر من الضوء. تشير السرعة المتفجرة بدلاً من ذلك إلى مقياس الكون ككل.)

بالإضافة إلى شرح الحجم الهائل للكون ، فإن التضخم يحل بدقة العديد من المشاكل الأخرى. إنه يفسر سبب ظهور الكون مسطحًا هندسيًا وليس منحنيًا - فكر في بالون تم تفجيره حتى الآن بحيث يبدو سطحه مستويًا لا نهائيًا. وهو يشرح كيف أن الكون الذي كان من الممكن أن يبدو مختلفًا تمامًا في كل اتجاه يبدو في الواقع متشابهًا إلى حد كبير ، مع نفس متوسط ​​كثافة المجرات ونفس متوسط ​​درجة حرارة CMB.

علاوة على كل ذلك ، يفسر التضخم المجرات التي نحن جزء منها. على الرغم من أنه جعل الكون الرضيع مسطحًا وموحدًا تمامًا تقريبًا ، كان على التضخم أيضًا أن يطيع إملاءات ميكانيكا الكم ، والتي أنتجت أقل تقلبات في الكثافة من نقطة إلى أخرى. لذا فإن بعض أجزاء الكون سينتهي بها الأمر أكثر كثافة من أجزاء أخرى. كانت هذه المناطق الأكثر كثافة ستصبح البذور التي تلتحم حولها المجرات والنجوم بقوة الجاذبية. وأظهرت المراصد السابقة ، مثل مسبار ويلكنسون لتباين الميكروويف (WMAP) التابع لوكالة ناسا ، والذي تم إطلاقه في عام 2001 ، أن هذه التقلبات في الإشعاع CMB ليست موجودة فحسب ، بل لها بالضبط نوع توزيع الحجم الذي تنبأ به التضخم 1.

لكن رغم كل قوته التفسيرية ، فإن التضخم له مشاكله. بالنسبة للمبتدئين ، لا أحد يعرف ماذا فعل التضخم. يصف المنظرون "القوة" بأنها حقل ويعطونها اسمًا - الإنفلاتون - لكن اللغز باقٍ. إنه نفس الإحباط الذي يربك علماء الفلك الذين يدرسون الطاقة المظلمة ، وهي قوة غير معروفة تمثل ثلاثة أرباع الطاقة في الكون ولا تزال تسرع من تمدده. هل يمكن أن يكون سبب التضخم هو الدافع وراء الطاقة المظلمة أيضًا؟ إنه تشابه مثير للاهتمام ، لكنهما يعملان على نطاقات مختلفة إلى حد كبير ، فالطاقة المظلمة هي برغوث لفيل التضخم. يقول تيرنر: "يبدو من غير المحتمل أن يكونا مرتبطين ببعضهما البعض". "وهذا سبب وجيه لمتابعة هذه الفكرة" ، يضيف بشكل ضمني.

ووفقًا لبول شتاينهاردت ، فإن المشكلة الأكبر للتضخم لا تكمن في ماهيتها ، بل في كيفية توقفها. يقول شتاينهاردت ، الذي كان أحد الآباء المؤسسين للتضخم في الثمانينيات ، لكنه الآن أحد منتقديه الرئيسيين: "بمجرد أن يبدأ التضخم ، فإنه لا ينتهي أبدًا". لا يوجد سبب واضح يفسر لماذا يجب أن يتباطأ التوسع فائق السرعة إلى معدلات التوسع الأكثر تواضعًا التي نشهدها اليوم. يقول شتاينهاردت ساخرًا: "في البداية ، تم الاحتفال بهذا".

إن "الاحتفال" بمفهوم التضخم بدون مكابح هو ضربة قوية لزميل شتاينهارت ومنافسه أحيانًا أندريه ليندي: عالم فيزياء بجامعة ستانفورد في كاليفورنيا. (غالبًا ما يشارك ليندي وشتاينهاردت وطالب الدراسات العليا لشتاينهاردت في أوائل الثمانينيات في الفضل الممنوح لألان جوث ، الآن في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا في كامبريدج ، لتأسيس النظرية التي طرحها جوث لأول مرة في عام 1980 (المرجع 2).

بحلول عام 1986 ، افترض ليندي أنه بسبب التقلبات الكمية ، قد تشعر بعض أجزاء الكون بالقوة التضخمية بقوة أكبر من متوسط ​​الجزء 3. ستكون النتيجة في كل حالة انتفاخًا موضعيًا. ومع ذلك ، بسبب القوة الهائلة للتضخم ، فإن الانتفاخ سيحل بسرعة وينتفخ في كون جديد بالكامل ، والذي لن يكون مرتبطًا بالكون القديم أكثر من مجرد خيط كمي. بالنسبة لسكان الكون القديم ، سيكون هذا الاتصال أصغر من أن يروا أنهم لن يعرفوا أبدًا أن خلقًا جديدًا قد حدث أمامهم مباشرة. بالنسبة لسكان الكون الجديد ، سيبدو الأمر وكأنه انفجار كبير جديد خاص بهم. في الواقع ، يمكن للكون أن ينبت على الكون ، مثل الفراكتل. الكون المتعدد ، كما يسميه ليندي ، سيستمر إلى الأبد.

ولكن حيث رأى ليندي شيئًا إبداعيًا ، شجرة لا نهاية لها ، رأى شتاينهاردت شيئًا يشبه تمدد الأوعية الدموية ، مما يضعف النظرية الشاملة ، إن لم يكن مميتًا. إذا كانت الأكوان الفرعية الجديدة تميل إلى الاستحواذ على زمام الأمور ، فإن الأكوان التي تُركت وراءها تصبح جزرًا نادرة. ما تعتقد أنه سيكون كونًا نموذجيًا يتم تركه بسرعة بسبب الأكوان الناشئة الجديدة. علاوة على ذلك ، يمكن تصور أن القوانين الفيزيائية يمكن أن تتغير مع كل ظهور ، لذلك لا يستطيع المنظرون معرفة ما إذا كانت الفيزياء التي نراها في كوننا تحكم بشكل عام. يقول شتاينهاردت: "الجزء الذي نلاحظه - كوننا - موجود في أي مكان تقريبًا. إنها المنطقة النادرة". نص صندوقي

هناك مشكلة ثالثة تتعلق بالتضخم - ليست مشكلة النظرية نفسها أكثر من مشكلة مدى انتشارها أو نطاقها. كما هو الحال ، فإن التضخم ليس نظرية توضح كيف بدأ كل شيء ، ولكنه نظرية كيف بدأ كل شيء بعد البداية مباشرة. أطلق عليها نظرية الصباح التالي.

في حالة التضخم ، يظل الانفجار العظيم نفسه لحظة غير معروفة ، ولحظة كثيفة للغاية من الزمان والمكان تسمى التفرد. يقول نيل توروك ، مدير معهد بيرميتر للفيزياء النظرية في واترلو ، كندا: "أكبر نقطة ضعف هي الفكرة التي يمكننا الحصول عليها في نظرية علم الكونيات دون فهم التفرد". "إنه مثل ، لنبدأ الساعة بعد ذلك بقليل."

يشير شتاينهارد إلى أن مصطلح Big Bang صاغه في الأصل فريد هويل ، وهو معارض قوي للفكرة ، كوسيلة للسخرية من فكرة ظهور الكون فجأة في تصفيق يدي الساحر. ومن المفارقات أن المصطلح عالق. يقول شتاينهاردت: "يحب بعض الناس فكرة أن تكون هناك لحظة خلق".

لكنه ليس واحدًا منهم. ولا توروك. في عام 2001 ، اقترح الفيزيائيان بديلاً جذريًا للتضخم يسمى ekpyrosis ، من اليونانية لـ "out of fire" 4. لقد نشأ عن المناقشات مع منظري الأوتار ، الذين يرون أن العالم المرئي يسكن أغشية أو أغشية منخفضة الأبعاد ، في كون مكون من 10 أبعاد على الأقل. اقترح شتاينهاردت وتورك كونين على أغشية منفصلة ثلاثية الأبعاد تتأرجح ذهابًا وإيابًا على طول بعد متعامد بشكل متبادل ، مثل الألواح المعلقة لتجف على خطوط غسل متوازية. كل تريليون سنة أو نحو ذلك ، بعد أن يتحول كل كون إلى ظلام خلال مرحلة توسعية ، يقترب الغشاءان من بعضهما البعض ويصطدمان ، ويطلقان كرة نارية من الطاقة لبدء كل كون من جديد. يقول شتاينهاردت: "هذا يعني أن الانفجار العظيم لن يكون بداية بل تصادمًا".

"هناك أشخاص يحبون إحداث الفوضى ، وهناك أشخاص يحبون تنظيفها. ديفيد سبيرجيل "

تجنب التفرد

يحاكي Ekpyrosis العديد من السمات الجذابة للتضخم ، مع بعض الاختلافات الرئيسية. بحكم التعريف تقريبًا ، يتجنب التفرد ، لأنه يصف اصطدام الأغشية بأنه عملية مستمرة. يقول توروك: "علينا حل الأمور من قبل إلى بعد". "التضخم يمكن أن يفلت من خلال تجاهله". يقول توروك إن نظرية الأوتار منحته أدوات تسمح له الآن أن يصف ، من خلال ekpyrosis ، أزمة تتجنب التفرد تمامًا.

يقول ليندي إنه سيصدق ذلك عندما يراه. لقد أشار إلى مشاكل رياضية في ekpyrosis ، وأجبر مؤيديها على مراجعة تفكيرهم منذ اقتراحهم الأصلي. يستعين أحيانًا بمساعدة منظري الأوتار ، لكنه يقول إنه يجد صعوبة الآن في جعلهم ينتبهون إلى بدائل التضخم. إذا كان هناك أي شيء ، فإن التقدم الكبير في السنوات الخمس الماضية هو أن منظري الأوتار يجدون أخيرًا روابط بين عملهم والتضخم. يقول ليندي إن Ekpyrosis "مثل بيت من الورق".

قد يقول معظم المنظرين أن التضخم لا يزال أفضل لعبة في المدينة. لكن دانيال بومان ، باحث ما بعد الدكتوراه في جامعة هارفارد الذي عمل مع شتاينهاردت وتوروك ، والمؤلف الرئيسي لورقة بحثية حديثة ترسم المشهد النظري للتضخم وبدائله 5 ، يتحدث عن الكثيرين عندما يضيف أنه كذلك أيضا "شيء يجب الطعن فيه". boxed-text

يقول ليندي إن سياسة الأجيال قد تلعب دورًا في النقاش. يقول إن العلماء الشباب لا يريدون مهنة تقوم على صقل نظرية قائمة. إنهم يفضلون أن يبدؤوا بأنفسهم بشيء ثوري - كما فعل عندما نشر لأول مرة عن التضخم في أوائل الثلاثينيات من عمره - في حين أن أولئك الذين أقاموا إطار التضخم لديهم مصلحة راسخة في الدفاع عنه. لكن هذا لا يفسر تحطيم المعتقدات التقليدية للعلماء الأكبر سنًا مثل توروك ، وخاصة شتاينهارت ، الذين ساعدوا في تحديد التضخم. معهم ، وفقًا لديفيد سبيرجيل ، عالم الفيزياء الفلكية في جامعة برينستون ، وهو عضو في فريق WMAP ، فإن الأمر يتعلق فقط بأسلوب شخصي. يقول: "هناك أشخاص يحبون إحداث فوضى ، وهناك أشخاص يحبون تنظيفها".

الاختلافات في الموضوع

يمكن أن يكون هناك تفسير آخر للقلق بين المنظرين. قد يشعرون بالملل فقط من نقص البيانات الجديدة. تم تقريبًا تجفيف بيانات WMAP. تقيد بيانات CMB الموجودة إلى حد ما تطوير نظريات جديدة ، وهو أمر يمثل تحديًا خاصًا إذا كنت ترغب في ابتكار نظرية جذرية مثل ekpyrosis. لكن هناك القليل من العوائق التي تحول دون خلق نكهة جديدة للتضخم. يتم اقتراح الاختلافات حول الموضوع (وغالبًا ما يتم سحقها بسرعة) طوال الوقت: مثل تضخم مضمار السباق والتضخم متعدد المجالات والتضخم المفرط الامتداد. كل واحد منهم يلبي المبادئ الأساسية للتضخم ، لكن الاختلافات - بشكل أساسي شكل ومدة النبض التضخمي - لا يمكن تمييزها بالبيانات الموجودة.

يمكن أن يغير بلانك هذا الوضع. سيكون هناك اختباران مهمان بشكل خاص ، ليس فقط في التخلص من المحتالين ، ولكن في تقييد المعايير الرئيسية مثل وقت بدء التضخم - إذا حدث على الإطلاق - ومدة استمراره. سيكون أحد هذه الاختبارات لـ "Gaussianity" في CMB. تبدو الاختلافات المرقطة في درجات الحرارة في سماء CMB عشوائية ، لكن احتمال وجود بقعة ساخنة بجوار بقعة باردة قد يتبع بعض القواعد. إذا كان التضخم المثالي والبسيط يحكم الكون المبكر ، فإن هذه التحولات من الساخن إلى البارد - اختلافات الاختلافات - يجب أن يكون لها الشكل الغاوسي لمنحنى الجرس. Ekpyrosis ، والعديد من إصدارات التضخم الأكثر تعقيدًا ، لها انحرافات مميزة عن منحنى غاوسي. يقول سبيرجيل: "إن الآثار المترتبة على عدم الغاوسية عميقة جدًا ، فأنت تريد حقًا دليلًا على وجودها".

في العام الماضي ، باستخدام بيانات WMAP ، خلص بنجامين واندلت ، عالم بلانك من جامعة إلينوي في أوربانا شامبين ، إلى دهشته بأن CMB يبدو أنه لا يحتوي على نسبة كبيرة من الغاوسية 6. لكن النتيجة ، استنادًا إلى شهور من الوقت المكثف للكمبيوتر ، يمكن أن تتبخر بسهولة على الرغم من أنه من المفترض أن تكون مؤكدة بنسبة 99.5٪. يقول Wandelt: "إنها على مستوى كونها محيرة ولكنها ليست قاطعة". قاوم فريق WMAP ، الذي أجرى تحليلات خاصة به ، حتى الآن إعلان عدم وجود غوسية. لكن عدد الدراسات التي تدعي عدم وجود غوسية مستمر في النمو ، بما في ذلك دراسة حديثة بقيادة كريستوف راث من معهد ماكس بلانك للفيزياء خارج الأرض في جارشينج بألمانيا 7. يقول: "هناك صورة متسقة من التناقضات". لكن بدون بلانك ، من غير المرجح أن تتلاشى التلميحات الحالية.

الاختبار الأكبر للتضخم ، `` مسدس التدخين '' الذي جعل العلماء يصنعون تلسكوبات ميكروويف في القطب الجنوبي ويرسلون بالونات إلى الفضاء تقريبًا ، هو البحث عن أوضاع B. الأنماط B هي نوع خاص من الاستقطاب قد يكون موجودًا كعلامات على CMB. إذا كانت موجودة ، فستكون دليلًا غير مباشر على موجات الجاذبية التي كان ينبغي أن تصاحب التضخم.

إن Ekpyrosis واضح في هذا الأمر: فهو لا يتوقع أي موجات ثقالية على الإطلاق ، وبالتالي يجب أن تكون أنماط B غائبة. مع التضخم ، تكون قصة B-mode ، مثل احتمالات Gaussianity ، أكثر تعقيدًا. يجب أن ينتج عن أبسط أشكال التضخم إشارة كبيرة نسبيًا على النمط B ، في متناول بلانك. لكن في أشكال التضخم الأخرى ، يمكن أن تكون الإشارة صغيرة. إذا فشل Planck في اكتشاف إشارة B-mode ، لكنه وجد دليلًا على عدم وجود Gaussianity ، فمن المؤكد أن التضخم سيكون "في زاوية أكثر" ، وفقًا لتورك. غير قادر على مقاومة الوخز ، يضيف: "إنها بالفعل في الزاوية".

سيؤدي عدم اكتشاف بلانك للأنماط B إلى الضغط على التجارب الأرضية وتجارب البالون ، والتي يزعم بعضها أن لديها حساسيات في الوضع B حول ترتيب من حيث الحجم بشكل أفضل ، على الرغم من أنها تغطي مساحة أقل بكثير من السماء. لكن أندرو لانج ، الفيزيائي في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في باسادينا ، يقول إن هناك حدودًا للمدى الذي يمكنهم الذهاب إليه. من المحتمل أن يكون لانج قد فعل أكثر من أي شخص آخر لريادة تقنية مقاييس الضغط ، موازين الحرارة عالية الدقة بالميكروويف التي سيتم استخدامها في بلانك. إذا كانت إشارة الوضع B ضعيفة جدًا ، فإن انبعاثات الميكروويف المعاصرة للكون (معظمها من مجرة ​​درب التبانة) ستغمر إشارة البقايا بغض النظر عن مدى جودة مقياس الضغط.

في هذه المرحلة ، ستكون الفرصة الوحيدة لدراسة التضخم هي مراقبة موجات الجاذبية مباشرة ، عبر مهمة مثل Big Bang Observer. خليفة مقترح للهوائي الفضائي لمقياس التداخل الليزري - مهمة فضائية بعيدة أخرى لاكتشاف وقياس موجات الجاذبية - سيكون لدى Big Bang Observer مهمة صعبة تتمثل في الكشف المباشر عن الهمهمة المنخفضة لموجات الجاذبية للتضخم ، بدلاً من التقاطها بشكل غير مباشر في CMB ، كما تحاول تجارب الوضع B. لكن تقنية Big Bang Observer وتمويلها لا يزالان مجرد نظرية. وبدون إشارات من إحدى تجارب الوضع B ، سيكون من الصعب تبرير المشروع. إذا كان الانفجار كاذبًا بالفعل ، فقد لا تكون هناك موجات جاذبية الانفجار العظيم لرصدها ، مهما كانت دقة الأدوات.

ولذا فإن أي حديث عن الذهب السويدي - جوائز نوبل - لأول مكتشف للوضع B ، وربما أيضًا لمقترحي التضخم ، إما أن يكون في الحال أو سابقًا لأوانه. لانج ، على سبيل المثال ، يراهن على الأول. في السنوات القليلة القادمة ، سيكون لديه مقياس ضغط الدم من ابتكاره في الفضاء ، على منطاد وفي القطب الجنوبي. لكنه أيضا يثبّت نفسه في حالة الأخير. عندما يتحدث عن البحث عن أوضاع B ، يقوم دائمًا بإدراج صور لأشخاص يطاردون الأوز. إذا فشل الجيل الحالي من التجارب في اكتشاف أي شيء ، فسوف يقبل بتواضع أن الطبيعة قد جعلت بعض الأشياء بعيدًا عن متناوله وحياته. "ثم ، شخصيًا ، أذهب لأفعل شيئًا آخر."

المربع 1: رسم خريطة الكون

عندما تم اكتشاف الخلفية الكونية الميكروية (CMB) لأول مرة في الستينيات ، كانت مجرد همهمة موحدة في السماء. لكن سلسلة من المركبات الفضائية ، المصممة لعلم الكونيات الدقيق ، كشفت عن CMB بتفاصيل متزايدة باستمرار. يقول جورج سموت ، الحائز على جائزة نوبل ، والذي كان الباحث الرئيسي في COBE: "اكتشاف العام الماضي هو معايرة هذا العام". تظهر هنا ثلاث مركبات فضائية مهمة وعينة من خرائط السماء بالكامل (تمت محاكاتها لـ Planck).

مستكشف الخلفية الكونية (COBE): إطلاق عام 1989

رأى COBE اختلافات في درجات الحرارة على مستويات زاوية كبيرة من خلال مقارنة بقع كبيرة من السماء. هذا التباين - عند مستويات جزء واحد في 100000 أو حوالي 30 ميكرو كلفن - احتوى على بذور المجرات.

مسبار ويلكينسون لتباين الميكروويف (WMAP): إطلاق 2001

خرائط WMAP بمقاييس زاوية أصغر بكثير. لديها حساسية 45 مرة و 33 مرة دقة زاوية COBE. لا تزال WMAP تعمل ، من بين أمور أخرى ، قدمت أفضل التقديرات لعمر الكون وتكوينه.

ستكون Planck أول مركبة فضائية CMB تحمل مقاييس بولوميتر - مقاييس حرارة فائقة الحساسية. سيكون لدى Planck أكثر من 10 أضعاف حساسية و 3 أضعاف دقة الزاوي من WMAP ، مما يمنحه فرصة للعثور على دليل غير مباشر لموجات الجاذبية.

المربع 2: تبريد بلانك

بمجرد أن تستقر المركبة الفضائية بلانك في بقعة جاذبية ميتة على بعد 1.5 مليون كيلومتر من الأرض ، ستواجه بعيدًا عن الشمس. يقول تشارلز لورانس ، عالم المشروع الأمريكي للمهمة في مختبر الدفع النفاث في باسادينا ، كاليفورنيا: "لم تسقط أي أشعة شمس على القلب". "لا إشراق أرضي. لا لغو. إنه في الظلام تمامًا." ويجب أن يظل الجو باردًا بشكل لا يُصدق للحصول على أي فرصة للكشف عن الفروق الدقيقة في درجات الحرارة بين الفوتونات.

يبدأ النظام السلبي المكون من ثلاثة أقراص مكدسة عملية مفصلة لتبديد الحرارة من الجزء الخلفي من بلانك ، والتي ستواجه الشمس وتصل إلى 380 كلفن. تعمل الأقراص مثل مبرد السيارة ، على بث الحرارة بعيدًا ، وتخفض درجة الحرارة إلى 50 كلفن.

بمجرد وصول Planck إلى المدار ، سيتم تشغيل ثلاثة مبردات مبردة ، متداخلة مثل الدمى الروسية. الأول ، باستخدام قدرة امتصاص الحرارة للهيدروجين غير المضغوط ، يخفض درجة الحرارة إلى 20 كلفن. أما الثاني ، وهو ضاغط ميكانيكي ، فيؤدي إلى انخفاض درجات الحرارة إلى 4 كلفن. And the final cooler, which uses the different thermal capacity of helium and a helium isotope with one less neutron, brings molecular movement nearly to a standstill: a tenth of a degree above absolute zero.

In this innermost sanctum lie 52 bolometers, which take the energy of electromagnetic radiation — cosmic microwaves in this case — and convert it into heat that is measured by a thermometer. The bolometers are made from fibres of gold-coated silicon nitride, a hundredth the width of a human hair. They hang in place like the filigree web of a spider: mostly empty space to allow cosmic rays, or charged particles, to pass through without confounding measurements. The spindly threads are the right size, however, to react to cosmic microwave background radiation. Corrugated antennas that poke through the nested cryocoolers gather microwaves at different frequencies and funnel them to the bolometers.

It's mind boggling, says Lawrence. Planck will gather photons that have been moving since the Big Bang and show if some are a ten-millionth of a degree hotter than others. "It's not the movie, it's not the historical novel, these are the original photons," says Lawrence. "They've been travelling 13.7 billion years to us. I think about that all the time."

Box 3: The race for B-modes

Gravitational waves right after the Big Bang may have tattooed the cosmic microwave background (CMB) with signals that would be evidence for inflation. "It would be an almost guaranteed Nobel prize to whatever group was able to detect this," says James Hinderks, a postdoctoral researcher at Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland.

New generations of ground-based, balloon-borne and satellite experiments are vying to be the first to claim a detection of the signals, called B-modes, which would be a measure of variations in the way the CMB is polarized across the sky. But B-modes don't definitely exist. And if they do, they are at least a thousand times fainter than the CMB. A simple inflation model would put B-modes within the range of most experiments — but other inflationary theories set a much lower bar.

Hinderks is working on one of the experiments, the Primordial Inflation Polarization Explorer (PIPER) that, if it flies in 2013, would be an order of magnitude more sensitive to B-modes than Planck. But to do that, he'll have to lift a 3,500-litre tub of liquid helium with a stratospheric balloon. A microwave telescope would peer out of the bucket towards the 'southern hole' — a small window in the sky, nearly free of dust from the Milky Way, with a clear shot all the way to the CMB. Ground-based telescopes in Antarctica would do the same thing during long polar winters — when the atmosphere is extraordinarily dry and free of water vapour, which emits microwave radiation. In space, Planck will eliminate the confounding effect of foreground microwaves and look for a B-mode blip at much larger scales on the sky. The Planck team plans to analyse and release its first data set by the end of 2012, by which time some of the other experiments could have results.

There are trade-offs in each approach. Ground-based telescopes can be built cheaply with the latest technology satellites are expensive and slow to develop, but are able to support clear and wide views of the sky. Balloons occupy a middle ground. Total US research funding for a dozen suborbital CMB experiments is about US$25 million a year, much less than any space-based successor to Planck, which would cost many hundreds of millions of dollars. "$25 million is peanuts," says Stephan Meyer, a physicist at the University of Chicago in Illinois, "and the science we get out of this is fabulous."

But regardless of the observation post, all will have to make very precise temperature measurements: the millionths and even billionths of a degree differences between Big Bang photons from one part of the sky to another. "You're talking about measurements of temperature variations at the nano-Kelvin level," says Michael Turner of the University of Chicago in Illinois. "That's how important this [work] is, that people would worry about [doing] this."


الإجابات والردود

Asking whether the speed of light is constant is not really well-defined, because the speed of light depends on your choice of units. The actual "constants" of physics are dimensionless the one that most closely corresponds to the speed of light is the fine structure constant.

So a better question would be whether the fine structure constant was the same in the very early universe as it is now. As far as we can tell, the answer is yes.

Honestly, this really calls for a book length treatment. I have at least two dead tree books on my shelf that do just that, and several more that address subparts of the issue. Usually the big topic headings include some or all of the following:

1. The rate at which time passes. This is observer dependent ad a function of the velocity of the observer relative to the universal constant speed of light "c" (which is also the speed of gravity and any other massless particles). It is also influenced by gravitational fields in a not entirely unrelated phenomena. This also includes observations designed to test if various fundamental physical constants, including those with a time element, have always had the same value. For want of a better category to mention it, cosmologists are also interested in a concept called "cosmological inflation", which which the amount of space in the universe becomes vastly greater in an almost infinitesimal period of time, which superficially defies our "common sense" understanding of the nature of space and time that applies in other contexts. A full and accurate discussion of cosmological inflation is beyond the scope of this brief issue spotting answer.

2. Time and space can be viewed as mostly equivalent for many purposes. This comes up in the geometry of space-time in general relativity and also in the fact that Feynman diagrams (which describe the motion, creation and decays of particles in a simplified schematic form) are true no matter how they are rotated in space-time. But, in many, if not most, applications, it is usually helpful to single out time for special treatment.

3. The direction of time and causality. There are two main "arrows of time". One is the second law of thermodynamics at a macro-level. The other is CP (charge-parity) violation, which is equivalent to time symmetry violation, which occurs only in W boson interactions involving fundamental fermions in the Standard Model (and in neutrino oscillation) and still preserves CPT symmetry. Also, many theories of quantum gravity adopt causality is an axiom. In many quantum mechanical systems it is possible to preserve only two of the following: causality, locality and reality, although which of the three to sacrifice, or even if it is meaningful to talk about the three as three fully independent and distinct quantities or if this is a category error, is unknown. The distinction between matter and antimatter comes into play here because mathematically, antimatter is equivalent to ordinary matter of the same type moving backwards in time, a concept which also ties into the E=mc^2 equivalence on general relativity and special relativity. The notion of causality is tricky in quantum mechanics because if quantum mechanics is truly stochastic (i.e. basically random) and follows laws that are the same except for the asymmetry introduced by CP violation, then taken to its logical conclusion, both the past and the future are statistically uncertain and that is very contrary to our intuition. Also related is the unanswerable question of how a particle "knows", for example, to emit something at a particular rate with a particular mean lifetime, and how it "decides" to do so at a particular time, when all particles are hypothetically identical. This also embraces the issue of whether anything can be superluminal.

4. Why do path integrals in quantum mechanical propagators consider photon paths at speeds other than "c"? The foundation is quantum mechanics is that you determine the probability that a fundamental particle goes from point A to point B by summing up the probabilities (called "amplitudes" by physicists) of every possible path using what is called a path integral. But, to get the right result when you are looking at the photon propagator, you need to consider paths that are more than and less than "c" in intermediate steps (the final result always ends up with a path speed of "c") discounted by a function of the magnitude of the difference from "c" of the path. Why this is so is a mystery. Could the absolute speed of light be only a classical approximation of a deeper quantum level truth?

5. Is time discrete or continuous? The path integral issue could hint at various kinds of beyond "core theory" physics. One is the possibility that the speed of light is really a constant and exact number of discrete hops per second in space-time and the distance of a "hop" is actually only almost exactly the relevant distance, rather than exactly that distance). Time, like space, could be discrete in some manner. The Heisenberg Uncertainty Principal which limits, not just in practice, but in theory, the resolution at which quantities that include a time factor can be observed, may also be related to this observation. This also related to whether the concept of "Planck time" and so called "natural units" is fundamentally all that significant, or just convenient.

6. Is time one dimensional? We usually think of time as a one dimensional quantity. But, it could be that we simply exist on a one dimensional timeline and that there are myriad time lines in parallel to ours, something associated with the Many World Hypothesis as an explanation of quantum mechanics. Likewise, we usually think of time as being represented by real number values, but in CP violation, quantities related to the arrow of time have complex number values. This also embraces the issue of the topology of time, i.e. is time topologically equivalent to an infinite line, or for example, are continuous time-like loops, or wormholes that seem like they are non-local in time, possible?

7. Is time infinite? Cosmologists wonder if time literally begins at the Big Bang, or if there is something that comes before it (for example, a universe where time runs in the opposite direction from the Big Bang, and also "Big Bounce" scenarios). Some cosmologists wonder if time can theoretically have an end (e.g. the "heat death of the universe.").

8. Does time exist? Some theorists question whether defining time as a "dimension" or something that has independent reality, is really an accurate way at the most fundamental level to think about it.


الإجابات والردود

quite a bit of concern about this. they have dreamed up ways of wrapping imaginary bandages around the rolled dimensions to prevent them from unrolling.

One hears of "branes" being used to "stabilize" the vacuum, or "fluxes" wrapped around.

It can get quite complicated. I remember reading a paper back in 2003 by someone who was worried that the rolled-up dimensions might spontaneously unroll.

I believe that the theorists now consider the problem to be all solved and taken care of. The "moduli" are stablilized by various devices.
====================

Probably one of the well-informed string advocates at this forum will reply to your question with more authority and detail, but I had an interesting aspect of this business which I wanted to mention, namely INFLATION!

As you know there are estimated some 10^500 different vacua because there are so many ways to roll up the extra dimensions (and keep them from unrolling).
Well, suppose you choose one particular way of rolling up and you have one particular vacuum, and now you want it to INFLATE.

Apparently this runs into nasty problems. There was an article about it this year (Max Tegmark was a co-author, also Shamit Kachru a prominent Stanford string thinker).
Paul Steinhardt commented that the article confirmed what he had found independently and that he thought the string approach and inflation were INCOMPATIBLE and that one would have to give up one or the other.

Steinhardt has done a fair amount of string research himself, and has been a leader in developing inflation ideas. But he came to the conclusion some years back that string needed some way to obviate inflation. So he and Turok dreamed up the Ekpyrotic, or Cyclic, or CLASHING BRANES scenario. For people like Steinhardt who think string and inflation are incompatible, this is a way to preserve string by getting rid of the needs for inflation.

So, oldman, this is a curious aspect of the question you raised, which might not ordinarily be mentioned. The problem of maintaining the way you have the dimensions rolled up has even led to repercussions in cosmology!

You might even say that it lies at the root of Clashing Branes cosmology! Hope you find this as interesting as I do.

Thanks for telling me about the incompatibility of inflation and strings, Marcus. I've heard of Clashing Branes, but hadn't realised that this had implications for cosmology. I take your post to imply that keeping dimensions rolled up has been of more interest to string theorists than what happens if they unroll.

Or can inflation be thought of as a breaking loose from "bandages" and sudden unrolling of compactified dimensions? I find this thought interesting because if so, it must involve the unrolling of our familiar dimensions of time and space, the consequences of which was what I was puzzling about in my OP.

Oldman here are some links and quotes about difficulty reconciling string with inflation:

It concerned a study described as follows
"The study was carried out by a team of researchers led by Mark Hertzberg of MIT in Cambridge, US. The team tried to produce inflation in three versions of string theory in which the extra dimensions are shaped like a doughnut – the simplest possibility. But they found that the conditions needed for inflation appear to be impossible to achieve in these simple versions."

they quoted Paul Steinhardt as follows
“I think the fact that it is difficult to combine inflation and string theory is very interesting,”

“It could mean they are completely incompatible, which would force us to abandon at least one of them.”

The NewSci article, and the Steinhardt quote were about a paper published in Physical Review D

http://arxiv.org/abs/0709.0002
Searching for Inflation in Simple String Theory Models: An Astrophysical Perspective
Mark P. Hertzberg (MIT), Max Tegmark (MIT), Shamit Kachru (Stanford), Jessie Shelton (Rutgers), Onur Ozcan (MIT)
24 PRD pages, 5 figs
(Submitted on 3 Sep 2007 (v1), last revised 3 Sep 2007 (this version, v2))

"Attempts to connect string theory with astrophysical observation are hampered by a jargon barrier, where an intimidating profusion of orientifolds, Kahler potentials, etc. dissuades cosmologists from attempting to work out the astrophysical observables of specific string theory solutions from the recent literature. We attempt to help bridge this gap by giving a pedagogical exposition with detailed examples, aimed at astrophysicists and high energy theorists alike, of how to compute predictions for familiar cosmological parameters when starting with a 10-dimensional string theory action. This is done by investigating inflation in string theory, since inflation is the dominant paradigm for how early universe physics determines cosmological parameters.
We analyze three explicit string models from the recent literature, each containing an infinite number of "vacuum" solutions. Our numerical investigation of some natural candidate inflatons, the so-called "moduli fields", fails to find inflation. We also find in the simplest models that, after suitable field redefinitions, vast numbers of these vacua differ only in an overall constant multiplying the effective inflaton potential, a difference which affects neither the potential's shape nor its ability to support slow-roll inflation. This illustrates that even having an infinite number of vacua does not guarantee having inflating ones. This may be an artifact of the simplicity of the models that we study. Instead, more complicated string theory models appear to be required, suggesting that explicitly identifying the inflating subset of the string landscape will be challenging."

An interesting feature is that one of the co-authors is Shamit Kachru
who a prominent young string thinker and one of the four authors of the famous 2003 paper (KKLT kachru kallosh linde trivedi) which popularized the 10 500 string vacua and precipitated Susskind's Anthropic Landscape campaign.
========================

so about INFLATION and string I can give you some links, but about extra dimensions unrolling I don't know if anyone has written about the horrible consequences of unstable vacuum.
It would be funny if it were not so gruesome.
I may be wrong but I think the theorists' tendency has been more to dream up ways of KEEPING THEM SECURELY ROLLED rather than to picture the sprawling of a jerry-built continuum.


A holographic origin for the Big Bang

Un gruppo di fisici teorici hanno pubblicato un articolo in cui propongono una nuova idea che spiegherebbe l’origine dell’Universo. Secondo gli scienziati, è possibile che lo spazio e il tempo vennero creati dal collasso quadridimensionale di una stella che spazzò i detriti nel cosmo per poi trasformarsi in un buco nero.

As it stands, the prevailing theory states the Universe was born from an infinitely dense singularity through some currently unknown mechanism. Actually, the entire big bang event itself is entirely unknown. Our equations have yet to be complete enough to describe the moment of creation, a revelation physicists think will follow the discovery of the theory of everything (which scientists might be one-step closer to doing). Until then, what happened “before the big bang,” the nature of the ‘singularity’ that caused the big bang, and the event itself will remain unknown without some major scientific breakthrough. At the moment, it’s anyone’s guess what happened. (Important side note: we have a lot of knowledge and experimental evidence talking about what happened immediately after the big bang, up to about 10 -35 or so seconds after the event, so our timeline for cosmology is still preserved.) The standard big bang theory has some limitations and some serious problems. It’s limitations are mostly summed up by our inability to mathematically or practically study the big bang singularity, as mentioned before. On the flip side, the big bang theory doesn’t really explain why the Universe has a nearly uniform temperature (that’s where inflation theory comes in, which suggests that the Universe went through a period of rapid, faster-than-light expansion in its early history).

This new model is based on the slightly older idea that our Universe is basically a three-dimensional membrane floating in a fourth-dimensional “bulk universe.” That’s the basic idea that’s supporting this new model.

The tenets for the new theory are as follows:

  • The “bulk universe” has fourth-dimensional stars that go through the same life cycle that our three-dimensional stars go through.
  • Just as with our stars, the stars in the bulk universe could go supernova and collapse into a black hole.
  • This is where things start to get really cool. Just as our three-dimensional black holes have event horizons that appear two-dimensional, it’s plausible that the fourth-dimensional black holes have event horizons that appear three-dimensional.
  • This three-dimensional event horizon is knows as a hypersphere. This is the region of space in which our Universe exists.

This new way of looking at the Universe has some strong points in its favor. The model is able to explain the expansion of the Universe and is able to describe the Universe’s nearly uniform temperature, with one (rather large) limitation. The model disagrees with observations made by the Planck telescope, which recently created the most detailed map we have of the cosmic microwave background (post). The hypersphere model has about a four percent discrepancy, which means the hypersphere needs to be refined before it’ll gain any credence.

This new model could go a long way to helping us understand the nature of inflation.

Currently, the only thing we really know about inflation is that “it’s happening.” We don’t know why or how, but the named mechanism for it is known as dark energy. The model proposes that inflation is caused by the Universe’s motion through higher dimensions of space. It’s important to note that the paper where this study was published does not state whether the paper has been submitted to peer review. So, whereas the hypersphere idea is fantastic and fun, it has a long way to go before we can considered a viable hypothesis.


Mapping the local cosmic web

A new map of dark matter in the local universe reveals several previously undiscovered filamentary structures connecting galaxies. The map, developed using machine learning by an international team including a Penn State astrophysicist, could enable studies about the nature of dark matter as well as about the history and future of our local universe.

Dark matter is an elusive substance that makes up 80% of the universe. It also provides the skeleton for what cosmologists call the cosmic web, the large-scale structure of the universe that, due to its gravitational influence, dictates the motion of galaxies and other cosmic material. However, the distribution of local dark matter is currently unknown because it cannot be measured directly. Researchers must instead infer its distribution based on its gravitational influence on other objects in the universe, like galaxies.

"Ironically, it’s easier to study the distribution of dark matter much further away because it reflects the very distant past, which is much less complex,” said Donghui Jeong, associate professor of astronomy and astrophysics at Penn State and a corresponding author of the study. “Over time, as the large-scale structure of the universe has grown, the complexity of the universe has increased, so it is inherently harder to make measurements about dark matter locally.”

Previous attempts to map the cosmic web started with a model of the early universe and then simulated the evolution of the model over billions of years. However, this method is computationally intensive and so far has not been able to produce results detailed enough to see the local universe. In the new study, the researchers took a completely different approach, using machine learning to build a model that uses information about the distribution and motion of galaxies to predict the distribution of dark matter.

The researchers built and trained their model using a large set of galaxy simulations, called Illustris-TNG, which includes galaxies, gasses, other visible matter, as well as dark matter. The team specifically selected simulated galaxies comparable to those in the Milky Way and ultimately identified which properties of galaxies are needed to predict the dark matter distribution.

“When given certain information, the model can essentially fill in the gaps based on what it has looked at before,” said Jeong. “The map from our models doesn’t perfectly fit the simulation data, but we can still reconstruct very detailed structures. We found that including the motion of galaxies—their radial peculiar velocities—in addition to their distribution drastically enhanced the quality of the map and allowed us to see these details.”

The research team then applied their model to real data from the local universe from the Cosmicflow-3 galaxy catalog. The catalog contains comprehensive data about the distribution and movement of more than 17 thousand galaxies in the vicinity of the Milky Way—within 200 megaparsecs. The resulting map of the local cosmic web is published in a paper appearing online May 26 in the مجلة الفيزياء الفلكية.

The map successively reproduced known prominent structures in the local universe, including the "local sheet”—a region of space containing the Milky Way, nearby galaxies in the “local group,” and galaxies in the Virgo cluster—and the “local void”—a relatively empty region of space next to the local group. Additionally, it identified several new structures that require further investigation, including smaller filamentary structures that connect galaxies.

“Having a local map of the cosmic web opens up a new chapter of cosmological study,” said Jeong. “We can study how the distribution of dark matter relates to other emission data, which will help us understand the nature of dark matter. And we can study these filamentary structures directly, these hidden bridges between galaxies.”

For example, it has been suggested that the Milky Way and Andromeda galaxies may be slowly moving toward each other, but whether they may collide in many billions of years remains unclear. Studying the dark matter filaments connecting the two galaxies could provide important insights into their future.

“Because dark matter dominates the dynamics of the universe, it basically determines our fate,” said Jeong. “So we can ask a computer to evolve the map for billions of years to see what will happen in the local universe. And we can evolve the model back in time to understand the history of our cosmic neighborhood.”

The researchers believe they can improve the accuracy of their map by adding more galaxies. Planned astronomical surveys, for example using the James Web Space Telescope, could allow them to add faint or small galaxies that have yet to be observed and galaxies that are further away.


Access options

Get full journal access for 1 year

All prices are NET prices.
VAT will be added later in the checkout.
Tax calculation will be finalised during checkout.

Get time limited or full article access on ReadCube.

All prices are NET prices.


It Takes 26 Fundamental Constants To Give Us Our Universe, But They Still Don't Give Everything

When we think about our Universe at a fundamental level, we think about all the particles in it and all the forces and interactions that occur between them. If you can describe those forces, interactions and particle properties, you have everything you need to reproduce our Universe, or at least a Universe virtually indistinguishable from our own, in its entirety.

Image credit: NASA / CXC / M.Weiss.

Because if you know the laws of physics -- gravitation, quantum mechanics, electromagnetism, the nuclear forces, etc. -- all you need are the relationships that tell you "by how much," and so long as you start with the same initial conditions, you'll wind up with a Universe with the same structures from atoms to galaxy clusters, the same processes from electron transitions to stellar explosions, the same periodic table of elements, and the same chemical combinations from hydrogen gas to proteins and hydrocarbon chains, among a great number of other similarities.

Image credit: NASA / Jenny Mottar.

When you encounter the question of "how much," you probably think of the force of gravity being determined by a universal gravitational constant, جي, and of the "energy of a particle" being determined by its rest mass, such as the mass of an electron, me. You think of the speed of light, ج, and for quantum mechanics, Planck's constant, ħ . But physicists don't like to use these constants when we describe the Universe, because these constants have arbitrary dimensions and units to them.

But there's no inherent importance to a unit like a meter, a kilogram or a second in fact there's no reason at all to force ourselves to define things like "mass" or "time" or "distance" when it comes to the Universe. If we give the right dimensionless constants (without meters, kilograms, seconds or any other "dimensions" in them) that describe the Universe, we should naturally get out our Universe itself. This includes things like the masses of the particles, the strengths of their interactions, the speed limit of the Universe and even the fundamental properties of spacetime itself!

Image credit: Particle Data Group / LBL / DOE / NSF, of the Fundamental Constants as of 1986.

As it turns out, it takes 26 dimensionless constants to describe the Universe as simply and completely as possible, which is quite a small number, but ليس necessarily as small as we like. Here's what they are.

1.) The fine-structure constant , or the strength of the electromagnetic interaction. In terms of some of the physical constants we’re more familiar with, this is a ratio of the elementary charge (of, say, an electron) squared to Planck’s constant and the speed of light. But if you put these constants together, you get a dimensionless number! At the energies currently present in our Universe, this number comes out to ≈ 1/137.036, although the strength of this interaction increases as the energy of the interacting particles rise.

2.) The strong coupling constant, which defines the strength of the force that holds protons and neutrons together. Although the way the strong force works is very different from the electromagnetic force or gravity, the strength of this interaction can still be parametrized by a single coupling constant . This constant of our Universe, too, like the electromagnetic one, changes strength with energy .

3–17.) This one is a bit of a disappointment. We have fifteen particles in the Standard Model: the six quarks, six leptons, the W, Z, and the Higgs boson, that all have a rest mass. While it's true that their antiparticles all have identical rest masses, we were hoping that there would've been some relationship, pattern, or more fundamental theory that gave rise to these masses with fewer parameters. Alas, it takes fifteen constants to describe these masses, with the lone good news that we can scale these parameters to be relative to the gravitational constant, جي, to wind up with 15 dimensionless parameters that have no need for a separate descriptor of the gravitational force's strength.

18–21.) The quark mixing parameters. We have six different types of quarks, and because there are two subsets of three that all have the same quantum numbers as one another, they can mix together. If you've ever heard of the weak nuclear force, radioactive decay or CP-violation, these four parameters -- all of which must be (and have been) measured -- are required to describe them.

22–25.) The neutrino mixing parameters. Similar to the quark sector, there are four parameters that detail how neutrinos mix with one another, given that the three types of neutrino species all have the same quantum number. The solar neutrino problem -- where the neutrinos emitted by the Sun weren't arriving here on Earth -- was one of the 20th century's biggest conundrums, finally solved when we realized that neutrinos had very small but non-zero masses, mixed together, and oscillated from one type into another. The quark mixing is described by three angles and one CP-violating complex phase, and the neutrino mixing is described in the same way. While all four parameters have already been determined for the quarks, the CP-violating phase for the neutrinos is not yet measured.

26.) The cosmological constant. You may have heard that the Universe's expansion is accelerating due to dark energy, and this requires yet one more parameter -- a cosmological constant -- to describe the amount of that acceleration. Dark energy could yet turn out to be more complex than being a constant, in which case it may need more parameters as well, and hence the number may be greater than 26.

If you give me the laws of physics and these 26 constants, I can throw these into a computer and tell it to simulate my Universe. And quite remarkably, what I get out looks pretty much indistinguishable from the Universe we have today, from the smallest, subatomic scales all the way up to the largest, cosmic ones.

But even with this, there are still four puzzles that may yet require additional constants to solve. هؤلاء هم:

  1. The problem of the matter-antimatter asymmetry. The entirety of our observable Universe is made up dominantly of matter and not antimatter, yet we do not fully understand why this is so, or why our Universe has the amount of matter it does. This problem -- the problem of baryogenesis -- is one of the great unsolved problems in theoretical physics, and may require one (or more) new fundamental constants to describe its solution.
  2. The problem of cosmic inflation. This is the phase of the Universe that preceded and set up the Big Bang has made many new predictions that have been verified observationally, but isn't included in this description. Very likely, when we more fully understand what this is, additional parameters will have to be added to this set of constants.
  3. The problem of dark matter. Given that it almost definitely consists of at least one (and maybe more) new type of massive particle, it stands to reason that more new parameters -- potentially even more than one for each new particle type -- will need to be added.
  4. The problem of strong CP-violation. We see CP-violation in the weak nuclear interactions and expect it in the neutrino sector, but we have yet to find it in the strong interactions, even though it is not forbidden. If it exists, there should be more parameters if it doesn't, there is likely an additional parameter related to the process that restricts it.

Image credit: NASA, ESA, D. Harvey (Swiss Federal Institute of Technology), R. Massey (Durham . [+] University, UK), the Hubble SM4 ERO Team and ST-ECF, of galaxy cluster Abell 370, with dark matter shown in blue.

Our Universe is an intricate, amazing place, and yet our greatest hopes of a unified theory -- a theory of everything -- ought to تخفيض the number of fundamental constants we need. But the more we learn about the Universe, the more parameters we're learning it takes to fully describe it. While it's important to recognize where we are and what it takes, today, to describe the entirety of what's known, it's also important to keep searching for a more complete paradigm that not only gives us everything the Universe has to give us, but makes it as simple as possible.

Right now, unfortunately, anything simpler than what we've put forth here is too simple to work. Our Universe may not be as elegant as we hoped for after all.


شاهد الفيديو: Oerknal Komische achtergrondstraling Isotopen Homeostase (شهر اكتوبر 2021).