Κάθε φορά που μιλάμε για την προέλευση του σύμπαντος, έρχεται στο μυαλό ο όρος Μεγάλη Έκρηξη, το Big Bang. Όμως η κατανόηση της κοσμικής μας προέλευσης έχει εξελιχθεί τρομερά από τότε που διατυπώθηκε για πρώτη φορά η ιδέα αυτή. Ακόμα και οι λέξεις που χρησιμοποιούμε για να περιγράψουμε το σύμπαν έχουν αλλάξει σημασία, όπως επίσης και η αντίληψη μας για τα πράγματα είναι διαφορετική. Με λίγα λόγια, ο ορισμός της Μεγάλης Έκρηξης έχει πλέον αλλάξει, όπως έχει αλλάξει και η κατανόηση του σύμπαντος. Ας δούμε τι σήμαινε αρχικά η Μεγάλη Έκρηξη και τι σημαίνει σήμερα.

Big Bang
Ο Fred Hoyle ήταν τακτικός ομιλητής σε ραδιοφωνικές εκπομπές του BBC κατά τις δεκαετίες του 1940 και 1950 και μία από τις πιο σημαντικές προσωπικότητες στον τομέα της αστρικής πυρηνοσύνθεσης. Ο ρόλος του ως ο πιο ηχηρός πολέμιος της Μεγάλης Έκρηξης, ακόμη και μετά την ανακάλυψη των κρίσιμων στοιχείων που την υποστήριζαν, είναι μία από τις μακροβιότερες παρακαταθήκες του. (εικόνα: BBC)



 

Σύμφωνα με άρθρο του αστροφυσικού Ethan Siegel, η πρώτη φορά που ακούστηκε η φράση "η Μεγάλη Έκρηξη" ήταν πάνω από 20 χρόνια μετά την πρώτη περιγραφή της ιδέας. Στην πραγματικότητα, ο ίδιος ο όρος προέρχεται από έναν από τους μεγαλύτερους πολέμιους της θεωρίας: τον Fred Hoyle, ο οποίος ήταν ένθερμος υποστηρικτής της αντίπαλης ιδέας της κοσμολογίας της σταθερής κατάστασης. Το 1949, ο Hoyle εμφανίστηκε στο ραδιόφωνο του BBC και υποστήριξε αυτό που ονόμασε τέλεια κοσμολογική αρχή: την ιδέα ότι το Σύμπαν ήταν ομοιογενές τόσο στο χώρο όσο και στο χρόνο, πράγμα που σημαίνει ότι κάθε παρατηρητής όχι μόνο οπουδήποτε αλλά και οποτεδήποτε θα αντιλαμβανόταν το σύμπαν να βρίσκεται στην ίδια κοσμική κατάσταση. Στη συνέχεια χλεύασε την αντίθετη ιδέα ως «υπόθεση ότι όλη η ύλη του σύμπαντος δημιουργήθηκε σε μια Μεγάλη Έκρηξη σε μια συγκεκριμένη στιγμή στο μακρινό παρελθόν», την οποία στη συνέχεια αποκάλεσε «παράλογη» και ισχυρίστηκε ότι ήταν «εκτός επιστήμης».

Αλλά η ιδέα, στην αρχική της μορφή, δεν ήταν απλώς ότι όλη η ύλη του σύμπαντος δημιουργήθηκε σε μια στιγμή στο πεπερασμένο παρελθόν. Αυτή η έννοια, που χλευάστηκε από τον Hoyle, είχε ήδη εξελιχθεί από την αρχική της σημασία. Αρχικά, η ιδέα ήταν ότι το ίδιο το Σύμπαν, και όχι μόνο η ύλη μέσα σε αυτό, είχε αναδυθεί από μια κατάσταση μη ύπαρξης στο πεπερασμένο παρελθόν. Και αυτή η ιδέα, όσο τρελή και αν ακούγεται, ήταν μια αναπόφευκτη αλλά δύσκολα αποδεκτή συνέπεια της νέας θεωρίας της βαρύτητας που διατύπωσε ο Αϊνστάιν το 1915: της Γενικής Σχετικότητας.

Big Bang
Αντί για ένα άδειο, κενό, τρισδιάστατο πλέγμα, η τοποθέτηση μιας μάζας κάτω προκαλεί ότι οι "ευθείες" γραμμές θα γίνονταν καμπύλες κατά ένα συγκεκριμένο ποσό. Στη Γενική Σχετικότητα, αντιμετωπίζουμε το χώρο και το χρόνο ως συνεχείς, αλλά όλες οι μορφές ενέργειας, συμπεριλαμβανομένης ενδεικτικά της μάζας, συμβάλλουν στην καμπυλότητα του χωροχρόνου. Όσο πιο βαθιά βρίσκεστε σε ένα βαρυτικό πεδίο, τόσο πιο έντονα καμπυλώνουν και οι τρεις διαστάσεις του χώρου σας και τόσο πιο έντονα γίνονται τα φαινόμενα της διαστολής του χρόνου και της βαρυτικής ερυθράς μετατόπισης. (Credit: Christopher Vitale of Networkologies and the Pratt Institute)

Όταν ο Αϊνστάιν επινόησε για πρώτη φορά τη γενική θεωρία της σχετικότητας, η αντίληψή μας για τη βαρύτητα άλλαξε για πάντα από την επικρατούσα αντίληψη της νευτώνειας βαρύτητας. Σύμφωνα με τους νόμους του Νεύτωνα, ο τρόπος με τον οποίο λειτουργούσε η βαρύτητα ήταν ότι όλες οι μάζες στο σύμπαν ασκούσαν μια δύναμη η μία στην άλλη, στιγμιαία στο διάστημα, ευθέως ανάλογη με το γινόμενο των μαζών τους και αντιστρόφως ανάλογη με το τετράγωνο της απόστασης μεταξύ τους. Όμως, μετά την δημοσίευση της θεωρίας της ειδικής σχετικότητας, ο Αϊνστάιν και πολλοί άλλοι αναγνώρισαν γρήγορα ότι δεν υπήρχε ένας καθολικά εφαρμόσιμος ορισμός για το τι είναι "απόσταση" ή ακόμη και τι σημαίνει "στιγμιαία" σε σχέση με δύο διαφορετικές τοποθεσίες.

Με την εισαγωγή της σχετικότητας του Αϊνστάιν (η ιδέα ότι οι παρατηρητές σε διαφορετικά πλαίσια αναφοράς θα έχουν όλοι τις δικές τους μοναδικές, εξίσου έγκυρες προοπτικές για τις αποστάσεις μεταξύ των αντικειμένων και τον τρόπο με τον οποίο λειτουργεί το πέρασμα του χρόνου) ήταν σχεδόν αναπόφευκτο το ότι οι προηγουμένως απόλυτες έννοιες του "χώρου" και του "χρόνου" συνυφάνθηκαν σε ένα ενιαίο ύφασμα: τον χωροχρόνο. Όλα τα αντικείμενα στο σύμπαν κινούνται μέσα από αυτό το "ύφασμα", και το καθήκον μιας νέας θεωρίας της βαρύτητας θα ήταν να εξηγήσει πώς όχι μόνο οι μάζες, αλλά όλες οι μορφές ενέργειας, διαμόρφωσαν αυτό το ύφασμα που στηρίζει το ίδιο το σύμπαν.

Παρόλο που οι νόμοι που διέπουν τη λειτουργία της βαρύτητας στο Σύμπαν μας διατυπώθηκαν το 1915, οι κρίσιμες πληροφορίες σχετικά με τη δομή του σύμπαντος μας δεν είχαν ακόμη έρθει. Ενώ ορισμένοι αστρονόμοι υποστήριζαν την άποψη ότι πολλά αντικείμενα στον ουρανό ήταν στην πραγματικότητα "νησιωτικά σύμπαντα" που βρίσκονταν πολύ έξω από τον γαλαξία μας, οι περισσότεροι αστρονόμοι εκείνη την εποχή πίστευαν ότι ο γαλαξίας μας αντιπροσώπευε την πλήρη έκταση του σύμπαντος.

Ο Αϊνστάιν τάχθηκε με την τελευταία αυτή άποψη και θεωρώντας ότι το σύμπαν ήταν στατικό και αιώνιο, πρόσθεσε στις εξισώσεις του έναν ειδικό τύπο παράγοντα παραποίησης: μια κοσμολογική σταθερά. Αν και ήταν μαθηματικά επιτρεπτή αυτή η προσθήκη, ο λόγος που ο Αϊνστάιν το έκανε ήταν επειδή χωρίς αυτήν, οι νόμοι της Γενικής Σχετικότητας θα εξασφάλιζαν ότι ένα σύμπαν που ήταν ομοιόμορφα κατανεμημένο με ύλη (όπως φαινόταν να είναι το δικό μας) θα ήταν ασταθές έναντι της βαρυτικής κατάρρευσης. Στην πραγματικότητα, ήταν πολύ εύκολο να αποδειχθεί ότι οποιαδήποτε αρχικά ομοιόμορφη κατανομή ακίνητης ύλης, ανεξαρτήτως σχήματος ή μεγέθους, θα κατέρρεε αναπόφευκτα σε μια μοναδική κατάσταση υπό την ίδια τη βαρυτική της έλξη. Εισάγοντας αυτόν τον επιπλέον όρο μιας κοσμολογικής σταθεράς, ο Αϊνστάιν μπορούσε να τον συντονίσει έτσι ώστε να εξισορροπήσει την προς τα μέσα έλξη της βαρύτητας, σπρώχνοντας παροιμιωδώς το σύμπαν προς τα έξω με μια ίση και αντίθετη δράση!

Big Bang
Το αρχικό διάγραμμα του Edwin Hubble για τις αποστάσεις των γαλαξιών σε σχέση με την ερυθρομετατόπιση (αριστερά), που τεκμηριώνει τη διαστολή του Σύμπαντος, σε σχέση με ένα πιο σύγχρονο αντίστοιχο διάγραμμα περίπου 70 χρόνια αργότερα (δεξιά). Σε συμφωνία τόσο με την παρατήρηση όσο και με τη θεωρία, το Σύμπαν διαστέλλεται και η κλίση της γραμμής που συνδέει την απόσταση με την ταχύτητα ύφεσης είναι σταθερή. (Credit: E. Hubble; R. Kirshner, PNAS, 2004)

Δύο εξελίξεις (μία θεωρητική και μία παρατηρησιακή) θα άλλαζαν γρήγορα αυτή την πρώιμη ιστορία που ο Αϊνστάιν και άλλοι είχαν πει στον εαυτό τους:

1. Το 1922, ο Alexander Friedmann επεξεργάστηκε πλήρως τις εξισώσεις που διέπουν ένα σύμπαν που είναι ισοτροπικά (το ίδιο προς όλες τις κατευθύνσεις) και ομοιογενώς (το ίδιο σε όλες τις θέσεις) γεμάτο με οποιοδήποτε είδος ύλης, ακτινοβολίας ή άλλης μορφής ενέργειας. Διαπίστωσε ότι ένα τέτοιο σύμπαν δεν θα παρέμενε ποτέ στατικό, ούτε καν με την παρουσία μιας κοσμολογικής σταθεράς, και ότι πρέπει είτε να διαστέλλεται είτε να συστέλλεται, ανάλογα με τις ιδιαιτερότητες των αρχικών του συνθηκών.

2. Το 1923, ο Edwin Hubble έγινε ο πρώτος που διαπίστωσε ότι τα σπειροειδή νεφελώματα στον ουρανό μας δεν βρίσκονταν μέσα στον γαλαξία μας, αλλά βρίσκονταν πολλές φορές μακρύτερα από οποιοδήποτε από τα αντικείμενα που αποτελούσαν τον γαλαξία μας. Οι σπείρες και οι ελλειπτικές που βρέθηκαν σε όλο το σύμπαν ήταν, στην πραγματικότητα, τα δικά τους "νησιωτικά Σύμπαντα", γνωστά τώρα ως γαλαξίες, και ότι επιπλέον, όπως είχε παρατηρηθεί προηγουμένως από τον Vesto Slipher, η συντριπτική τους πλειοψηφία φαινόταν να απομακρύνεται από εμάς με εντυπωσιακά γρήγορες ταχύτητες.

Το 1927, ο Georges Lemaître έγινε ο πρώτος άνθρωπος που συνέθεσε αυτά τα κομμάτια πληροφοριών, αναγνωρίζοντας ότι το Σύμπαν σήμερα διαστέλλεται και ότι αν τα πράγματα απομακρύνονται μεταξύ τους και είναι λιγότερο πυκνά σήμερα, τότε θα πρέπει να ήταν πιο κοντά μεταξύ τους και πιο πυκνά στο παρελθόν. Προεκτείνοντας αυτό μέχρι το λογικό του συμπέρασμα, συμπέρανε ότι το σύμπαν πρέπει να έχει επεκταθεί στη σημερινή του κατάσταση από ένα και μόνο σημείο προέλευσης, το οποίο ονόμασε είτε "κοσμικό αυγό" είτε "αρχέγονο άτομο".

Big Bang
Ο καθολικός ιερέας και θεωρητικός κοσμολόγος Georges Lemaître στο Καθολικό Πανεπιστήμιο του Leuven, περίπου το 1933. Ο Lemaître ήταν από τους πρώτους που αντιλήφθηκαν τη Μεγάλη Έκρηξη ως την προέλευση του Σύμπαντος μας στο πλαίσιο της Γενικής Σχετικότητας, παρόλο που ο ίδιος δεν χρησιμοποίησε αυτό το όνομα.

Αυτή ήταν η αρχική ιδέα αυτού που θα εξελισσόταν στη σύγχρονη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης: η ιδέα ότι το σύμπαν είχε μια αρχή, ή μια "μέρα χωρίς χθες" Ωστόσο, δεν έγινε γενικά αποδεκτή για κάποιο χρονικό διάστημα. Ο Lemaître έστειλε αρχικά τις ιδέες του στον Αϊνστάιν, ο οποίος, ως γνωστόν, απέρριψε το έργο του απαντώντας:

"Οι υπολογισμοί σας είναι σωστοί, αλλά η φυσική σας είναι αποτρόπαια".

Παρά την αντίσταση στις ιδέες του, ωστόσο, ο Lemaître θα δικαιωνόταν από περαιτέρω παρατηρήσεις του σύμπαντος. Οι μετρήσεις των αποστάσεων και των ερυθρών μετατοπίσεων πολύ περισσότερων γαλαξιών οδήγησαν στο συντριπτικό συμπέρασμα ότι το σύμπαν διαστέλλεται και εξακολουθεί να διαστέλλεται, εξίσου και ομοιόμορφα προς όλες τις κατευθύνσεις σε μεγάλες κοσμικές κλίμακες. Στη δεκαετία του 1930, ο Αϊνστάιν παραδέχτηκε, αναφερόμενος στην εισαγωγή της κοσμολογικής σταθεράς για να διατηρήσει το σύμπαν στατικό, ως τη "μεγαλύτερη γκάφα" του.

Ωστόσο, η επόμενη μεγάλη εξέλιξη στη διατύπωση αυτού που γνωρίζουμε ως Big Bang δεν θα ερχόταν παρά τη δεκαετία του 1940, όταν εμφανίστηκε ο George Gamow, ίσως όχι και τόσο τυχαία, ένας σύμβουλος του Φρίντμαν. Σε ένα αξιοσημείωτο άλμα προς τα εμπρός, αναγνώρισε ότι το σύμπαν δεν ήταν μόνο γεμάτο ύλη, αλλά και ακτινοβολία και ότι η ακτινοβολία εξελισσόταν κάπως διαφορετικά από την ύλη σε ένα διαστελλόμενο σύμπαν. Αυτό θα είχε μικρή σημασία σήμερα, αλλά στα πρώτα στάδια του σύμπαντος είχε τεράστια σημασία.

Η ύλη, συνειδητοποίησε ο Gamow, αποτελείται από σωματίδια και καθώς το σύμπαν επεκτεινόταν και ο όγκος που καταλάμβαναν αυτά τα σωματίδια αυξανόταν, η πυκνότητα των σωματιδίων της ύλης θα μειωνόταν ευθέως ανάλογα με την αύξηση του όγκου. Αλλά η ακτινοβολία, ενώ αποτελείται επίσης από σταθερό αριθμό σωματιδίων με τη μορφή φωτονίων, είχε μια πρόσθετη ιδιότητα: η ενέργεια που είναι εγγενής σε κάθε φωτόνιο καθορίζεται από το μήκος κύματος του φωτονίου. Καθώς το σύμπαν διαστέλλεται, το μήκος κύματος κάθε φωτονίου επιμηκύνεται από τη διαστολή, που σημαίνει ότι η ποσότητα ενέργειας που υπάρχει με τη μορφή ακτινοβολίας μειώνεται ταχύτερα από την ποσότητα ενέργειας που υπάρχει με τη μορφή ύλης στο διαστελλόμενο Σύμπαν.

Αλλά στο παρελθόν, όταν το σύμπαν ήταν μικρότερο, θα ίσχυε το αντίθετο. Αν προεκτείνουμε το χρόνο προς τα πίσω, το σύμπαν θα βρισκόταν σε μια πιο θερμή, πυκνή και κυριαρχούμενη από την ακτινοβολία κατάσταση. Ο Gamow αξιοποίησε αυτό το γεγονός για να κάνει τρεις μεγάλες, γενικές προβλέψεις για το νεαρό σύμπαν:

  • Σε κάποιο σημείο, η ακτινοβολία του σύμπαντος ήταν αρκετά ζεστή, έτσι ώστε κάθε ουδέτερο άτομο να έχει ιονιστεί από ένα κβαντικό της ακτινοβολίας, και ότι αυτό το «λουτρό» ακτινοβολίας που έχει απομείνει θα πρέπει να παραμείνει σήμερα μόνο σε λίγους βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν.
  • Σε κάποιο ακόμη πιο πρώιμο σημείο, θα ήταν πολύ θερμή για να σχηματιστούν σταθεροί ατομικοί πυρήνες, και έτσι θα έπρεπε να είχε συμβεί ένα πρώιμο στάδιο πυρηνικής σύντηξης, όπου ένα αρχικό μείγμα πρωτονίων και νετρονίων θα έπρεπε να είχε συντηρηθεί για να δημιουργήσει ένα αρχικό σύνολο ατομικών πυρήνων: μια αφθονία στοιχείων που προϋπήρχε του σχηματισμού των ατόμων.
  • Και τέλος, αυτό σημαίνει ότι θα υπήρχε κάποιο σημείο στην ιστορία του σύμπαντος, μετά τη δημιουργία των ατόμων, όπου η βαρύτητα συγκέντρωσε αυτήν την ύλη σε συστάδες, οδηγώντας στον σχηματισμό άστρων και γαλαξιών για πρώτη φορά.

Αυτά τα τρία σημαντικά σημεία, μαζί με την ήδη παρατηρηθείσα διαστολή του σύμπαντος, αποτελούν αυτό που γνωρίζουμε σήμερα ως τους τέσσερις ακρογωνιαίους λίθους της Μεγάλης Έκρηξης. Αν και μπορούσε κανείς να προεκτείνει το σύμπαν προς τα πίσω σε μια αυθαίρετα μικρή, πυκνή κατάσταση, ακόμα και σε μια μοναδικότητα, αυτό δεν ήταν πλέον το πιο σημαντικό μέρος της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, εκείνο που είχε κάποια προβλεπτική δύναμη. Αντίθετα, ήταν η ανάδυση του σύμπαντος από μια θερμή, πυκνή κατάσταση που οδήγησε στις σημερινές προβλέψεις μας για το σύμπαν.
 

Big Bang
Σχηματικό διάγραμμα της ιστορίας του Σύμπαντος, με έμφαση στον επανιονισμό. Πριν σχηματιστούν τα αστέρια ή οι γαλαξίες, το Σύμπαν ήταν γεμάτο από ουδέτερα άτομα που μπλοκάριζαν το φως και σχηματίστηκαν όταν το Σύμπαν είχε ηλικία 380. 000 ετών. Το μεγαλύτερο μέρος του Σύμπαντος δεν επανιονίζεται παρά μόνο 550 εκατομμύρια χρόνια αργότερα, με ορισμένες περιοχές να επιτυγχάνουν πλήρη επανιονισμό νωρίτερα και άλλες αργότερα. Τα πρώτα μεγάλα κύματα επαναϊονισμού αρχίζουν να συμβαίνουν σε ηλικία περίπου 200 εκατομμυρίων ετών, ενώ μερικά τυχερά αστέρια μπορεί να σχηματιστούν μόλις 50-100 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Με τα κατάλληλα εργαλεία, όπως το JWST, ελπίζουμε να αποκαλύψουμε τους αρχαιότερους γαλαξίες. (Credit: S. G. Djorgovski et al., Caltech; Caltech Digital Media Center)

Κατά τη διάρκεια των δεκαετιών του 1960 και του 1970, αλλά και μετά, ένας συνδυασμός παρατηρήσεων και θεωρητικών εξελίξεων κατέδειξε αναμφισβήτητα την επιτυχία της Μεγάλης Έκρηξης στην περιγραφή του Σύμπαντός μας και στην πρόβλεψη των ιδιοτήτων του:

  • Η ανακάλυψη του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου και η επακόλουθη μέτρηση της θερμοκρασίας του και της φύσης του φάσματος του μέλανος σώματος απέκλεισαν εναλλακτικές θεωρίες όπως το μοντέλο της σταθερής κατάστασης.
  • Οι μετρούμενες αφθονίες των ελαφρών στοιχείων σε όλο το σύμπαν επαλήθευσαν τις προβλέψεις της νουκλεοσύνθεσης της Μεγάλης Έκρηξης, ενώ παράλληλα κατέδειξαν την ανάγκη σύντηξης στα άστρα για την παραγωγή των βαρέων στοιχείων στο σύμπαν μας.
  • Και όσο πιο μακριά κοιτάμε στο διάστημα, τόσο λιγότερο ώριμοι και εξελιγμένοι εμφανίζονται οι γαλαξίες και οι αστρικοί πληθυσμοί, ενώ οι δομές μεγαλύτερης κλίμακας, όπως οι ομάδες γαλαξιών και τα σμήνη, είναι λιγότερο πλούσιες και άφθονες όσο πιο πίσω κοιτάμε

Η Μεγάλη Έκρηξη, όπως επαληθεύεται από τις παρατηρήσεις μας, περιγράφει με ακρίβεια την εμφάνιση του σύμπαντος μας, όπως το βλέπουμε, από ένα θερμό, πυκνό, σχεδόν απόλυτα ομοιόμορφο πρώιμο στάδιο.
Αλλά τι γίνεται με την λεγόμενη «αρχή του χρόνου»; Τι γίνεται με την αρχική ιδέα μιας μοναδικότητας, και μιας αυθαίρετα θερμής, πυκνής κατάστασης από την οποία ο ίδιος ο χώρος και ο χρόνος θα μπορούσαν να έχουν πρωτοεμφανιστεί;

Big Bang
Η οπτική ιστορία του διαστελλόμενου Σύμπαντος περιλαμβάνει τη θερμή, πυκνή κατάσταση που είναι γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη και την ανάπτυξη και το σχηματισμό της δομής στη συνέχεια. Το σύνολο των δεδομένων, συμπεριλαμβανομένων των παρατηρήσεων των φωτεινών στοιχείων και του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου, αφήνει μόνο τη Μεγάλη Έκρηξη ως έγκυρη εξήγηση για όλα όσα βλέπουμε. Καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται, ψύχεται επίσης, επιτρέποντας τη δημιουργία ιόντων, ουδέτερων ατόμων και τελικά μορίων, νεφών αερίων, άστρων και τελικά γαλαξιών.  (Credit: NASA/CXC/M. Weiss)

Αυτή είναι μια διαφορετική συζήτηση, σήμερα, από ότι ήταν στη δεκαετία του 1970 και νωρίτερα. Τότε, ξέραμε ότι μπορούσαμε να υπολογίσουμε την καυτή Μεγάλη Έκρηξη πίσω στο χρόνο: πίσω στο πρώτο κλάσμα του δευτερολέπτου της ιστορίας του παρατηρήσιμου σύμπαντος. Ανάμεσα σε αυτά που μπορούσαμε να μάθουμε από τους επιταχυντές σωματιδίων και σε αυτά που μπορούσαμε να παρατηρήσουμε στα πιο βαθιά βάθη του διαστήματος, είχαμε πολλά στοιχεία ότι αυτή η εικόνα περιγράφει με ακρίβεια το σύμπαν μας.

Αλλά στις πιο πρώιμες στιγμές, αυτή η εικόνα καταρρέει. Υπήρξε μια νέα ιδέα, που προτάθηκε και αναπτύχθηκε στη δεκαετία του 1980, γνωστή ως κοσμολογικός πληθωρισμός (cosmological inflation), η οποία έκανε μια σειρά από προβλέψεις που έρχονται σε αντίθεση με εκείνες που θα προέκυπταν από την ιδέα μιας μοναδικότητας στην αρχή της καυτής Μεγάλης Έκρηξης. Ειδικότερα, ο πληθωρισμός προέβλεψε:

  • Μια καμπυλότητα για το Σύμπαν που ήταν σχεδόν επίπεδη, μεταξύ 99,99% και 99,9999%. Συγκριτικά, ένα μοναδικά θερμό σύμπαν δεν έκανε καμία πρόβλεψη.
  • Ίσες θερμοκρασίες και ιδιότητες για το σύμπαν ακόμη και σε αιτιωδώς αποσυνδεδεμένες περιοχές. Ένα σύμπαν με μοναδική αρχή δεν έκανε καμία τέτοια πρόβλεψη.
  • Ένα σύμπαν χωρίς εξωτικά λείψανα υψηλής ενέργειας όπως τα μαγνητικά μονόπολα. Ένα αυθαίρετα θερμό σύμπαν θα τα διέθετε.
  • Ένα σύμπαν με διακυμάνσεις μικρού μεγέθους που ήταν σχεδόν, αλλά όχι απόλυτα, αμετάβλητες σε κλίμακα. Ένα μη πληθωριστικό Σύμπαν παράγει μεγάλου μεγέθους διακυμάνσεις που έρχονται σε σύγκρουση με τις παρατηρήσεις.
  • Ένα σύμπαν όπου το 100% των διακυμάνσεων είναι αδιαβατικές και το 0% είναι ισοκαμπυλότητα. Ένα μη πληθωριστικό Σύμπαν δεν έχει προτίμηση.
  • Ένα σύμπαν με διακυμάνσεις σε κλίμακες μεγαλύτερες από τον κοσμικό ορίζοντα. Ένα Σύμπαν που προέρχεται αποκλειστικά από μια καυτή Μεγάλη Έκρηξη δεν μπορεί να τα έχει.
  • Και τέλος ένα σύμπαν που έφτασε σε μια πεπερασμένη μέγιστη θερμοκρασία που είναι πολύ κάτω από την κλίμακα Planck. Σε αντίθεση με εκείνη της οποίας η μέγιστη θερμοκρασία έφτανε μέχρι εκείνη την ενεργειακή κλίμακα.

Οι τρεις πρώτες ήταν μεταγενέστερες προβλέψεις του πληθωρισμού ενώ οι τέσσερις τελευταίες ήταν προβλέψεις που δεν είχαν ακόμη παρατηρηθεί όταν έγιναν. Από όλες αυτές τις απόψεις, η πληθωριστική εικόνα πέτυχε με τρόπους που η θερμή Μεγάλη Έκρηξη, χωρίς πληθωρισμό, δεν πέτυχε.

Big Bang
Οι κβαντικές διακυμάνσεις που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού επεκτείνονται σε όλο το Σύμπαν και όταν ο πληθωρισμός τελειώνει, μετατρέπονται σε διακυμάνσεις της πυκνότητας. Αυτό οδηγεί, με την πάροδο του χρόνου, στη δομή μεγάλης κλίμακας του Σύμπαντος σήμερα, καθώς και στις διακυμάνσεις της θερμοκρασίας που παρατηρούνται στην CMB. Νέες προβλέψεις όπως αυτές είναι απαραίτητες για την απόδειξη της εγκυρότητας ενός προτεινόμενου μηχανισμού τελικού συντονισμού και για τον έλεγχο (και τον πιθανό αποκλεισμό) εναλλακτικών λύσεων. (Credit: E. Siegel; ESA/Planck and the DOE/NASA/NSF Interagency Task Force on CMB research)

Κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού, το σύμπαν πρέπει να ήταν απαλλαγμένο από ύλη και ακτινοβολία και αντ' αυτού να περιείχε κάποιο είδος ενέργειας, είτε εγγενώς στο χώρο είτε ως μέρος ενός πεδίου, η οποία δεν αραιώθηκε καθώς το σύμπαν διαστέλλεται. Αυτό σημαίνει ότι η πληθωριστική διαστολή, σε αντίθεση με την ύλη και την ακτινοβολία, δεν ακολούθησε ένα νόμο δύναμης που οδηγεί πίσω σε μια μοναδικότητα, αλλά έχει έναν εκθετικό χαρακτήρα. Μια από τις συναρπαστικές πτυχές αυτού του γεγονότος είναι ότι κάτι που αυξάνεται εκθετικά, ακόμη και αν το προεκτείνετε σε αυθαίρετα πρώιμες χρονικές στιγμές, ακόμη και σε μια χρονική στιγμή όπου t → -∞, δεν φτάνει ποτέ σε μια μοναδική αρχή.

Τώρα, υπάρχουν πολλοί λόγοι για να πιστεύουμε ότι η πληθωριστική κατάσταση δεν ήταν μια κατάσταση που ήταν αιώνια στο παρελθόν, ότι μπορεί να υπήρχε μια προπληθωριστική κατάσταση που προκάλεσε τον πληθωρισμό και ότι, όποια και αν ήταν αυτή η προπληθωριστική κατάσταση, ίσως είχε μια αρχή. Υπάρχουν θεωρήματα που έχουν αποδειχθεί και κενά που έχουν ανακαλυφθεί σε αυτά τα θεωρήματα, μερικά από τα οποία έχουν κλείσει και μερικά από τα οποία παραμένουν ανοιχτά, και αυτός παραμένει ένας ενεργός και συναρπαστικός τομέας έρευνας.

Αλλά ένα πράγμα είναι σίγουρο. Είτε υπήρξε μια μοναδική, απόλυτη αρχή για όλη την ύπαρξη είτε όχι, αυτό δεν έχει πλέον καμία σχέση με την καυτή Μεγάλη Έκρηξη που περιγράφει το σύμπαν μας από τη στιγμή που:

  • ο κοσμολογικός πληθωρισμός έχει τελειώσει
  • συνέβη η θερμή Μεγάλη Έκρηξη,
  • το σύμπαν γέμισε με ύλη και ακτινοβολία και άρχισε να διαστέλλεται, να ψύχεται και να βαρύνει.

Υπάρχει ακόμη μια μειοψηφία αστρονόμων, αστροφυσικών και κοσμολόγων που χρησιμοποιούν τον όρο "Μεγάλη Έκρηξη" για να αναφερθούν στην αρχή και ανάδυση του χρόνου και του χώρου, την περίφημη "αρχή των πάντων", ή αν θέλετε την ημέρα χωρίς "χτες". Όμως εκείνος ο ορισμός είναι πια απαρχαιωμένος. Οχι μόνο δεν είναι πλέον δεδομένο συμπέρασμα, αλλά δεν έχει καμία σχέση με τη θερμή Μεγάλη Έκρηξη που γέννησε το Σύμπαν μας.