Alam semesta dimulai bukan dengan Big Bang, tetapi dengan Big Thaw

Konstanta kosmologis dan penciptaan Alam Semesta

Mengenai Alam Semesta, ada dua teka-teki tak terpecahkan yang sangat menyakitkan, salah satunya terkait dengan takdir terakhirnya, dan yang kedua - dengan permulaan, kosmologis yang menarik selama beberapa dekade. Komunitas ilmiah selalu meyakini bahwa kedua tugas ini tidak saling tergantung - tetapi bagaimana jika tidak?

Tugas pertama dihubungkan dengan keberadaan sesuatu yang disebut "energi gelap", yang saat ini mempercepat perluasan Semesta, dan pada akhirnya menentukan nasib akhirnya. Para ahli teori mengatakan bahwa aksi energi gelap dapat dijelaskan dengan memperkenalkan istilah baru dalam persamaan Einstein yang disebut "konstanta kosmologis". Tetapi agar penjelasan ini berhasil, konstanta kosmologis harus memiliki nilai tertentu, sangat kecil. Dalam satuan alami, ditentukan oleh satuan dibagi dengan angka yang terdiri dari 123 digit! Penjelasan tentang nilai konstanta ini adalah salah satu masalah paling sulit dari fisika teoretis.


Variasi CMB menunjukkan fluktuasi kepadatan di awal Semesta

Masalah kedua terkait dengan angka penting lain yang mendefinisikan Alam Semesta kita dan dengan pembentukan struktur seperti galaksi dan kelompok galaksi. Kita tahu bahwa Alam Semesta awal, meskipun sangat homogen, mengandung fluktuasi kecil dalam kepadatan, yang menjadi akar penyebab struktur kosmik yang kita lihat saat ini. Untuk bertepatan dengan pengamatan kami, fluktuasi ini harus memiliki ukuran dan bentuk tertentu. Bagaimana fluktuasi ini muncul pada periode paling awal evolusi Semesta, dan bentuk serta ukurannya, adalah misteri kosmologi yang sama menakjubkannya.

Mengingat pendekatan yang diterima secara umum untuk kosmologi, dua angka ini - besarnya konstanta kosmologis dan besarnya gangguan awal - tidak dianggap terkait. Bagaimanapun, salah satu dari mereka berurusan dengan fase paling awal dari alam semesta, dan yang kedua dengan yang terbaru, dan mereka dipisahkan oleh waktu kosmik 14 miliar tahun. Selain itu, kosmologi standar tidak menjelaskan nilai-nilai ini berdasarkan prinsip-prinsip dasar. Model-model Semesta yang diterima secara umum tidak mengatakan apa pun tentang nilai numerik konstanta kosmologis, atau memprediksi nilai yang sama sekali berbeda. Mengenai besarnya gangguan awal, pendekatan yang paling populer adalah untuk mendapatkan nilai ini dari kelas model yang menggambarkan inflasi - periode pertumbuhan cepat pada fase awal keberadaan Alam Semesta. Masalah dengan model inflasi adalah bahwa mereka dapat disesuaikan untuk menghasilkan hampir semua hasil, itulah sebabnya mereka tidak memiliki kemampuan prediksi.

Dalam karya saya baru-baru ini, dilakukan dengan putri saya, Hamsa Padmanabhan dan Tomalla Fellow di Sekolah Tinggi Teknik Zurich Swiss, kedua angka ini terkait dengan kosmogenesis - penciptaan Alam Semesta - dan makna tepatnya dijelaskan. Pekerjaan kami, baru-baru ini diterbitkan dalam Fisika B Surat, menunjukkan bahwa keberadaan konstanta kosmologis, serta nilai kecilnya, dapat direpresentasikan sebagai konsekuensi langsung dari isi informasi ruang-waktu [Padmanabhan, T. & Padmanabhan, H. Informasi kosmik, kosmologis konstan dan amplitudo gangguan primordial. Fisika Surat B 773, 81-85 (2017)]. Selain itu, analisis memberikan nilai yang benar untuk ukuran dan bentuk fluktuasi kecil dari Semesta awal.

Interkoneksi yang luar biasa dari konstanta-konstanta fundamental ini penting bagi pemahaman kita tentang alam semesta. Secara khusus, ini mengubah pemahaman kita tentang Big Bang dan menghilangkan kebutuhan akan periode inflasi pada tahap awal alam semesta.

Big Bang mungkin adalah fitur paling terkenal dari kosmologi standar. Tapi dia juga tidak terlalu dibutuhkan untuknya. Model klasik Alam Semesta, yang dijelaskan oleh persamaan Einstein, berhenti bekerja di bawah kondisi Big Bang, pada kepadatan dan suhu tak terhingga - ini adalah situasi yang oleh para fisikawan disebut singularitas.

Tetapi bagaimana jika tidak ada singularitas? Sejak 1960-an, fisikawan telah bekerja untuk menggambarkan alam semesta tanpa Big Bang, mencoba menggabungkan teori gravitasi dan teori kuantum menjadi sesuatu yang disebut "gravitasi kuantum." Fisikawan John Wheeler dan Bryce DeWitt adalah yang pertama menerapkan ide-ide ini ke fase dogometrik hipotetis Semesta, di mana konsep ruang dan waktu belum muncul dari struktur yang tidak diketahui. Hal ini menyebabkan munculnya kosmologi kuantum, di mana fisikawan mencoba menggambarkan dinamika sederhana, model mainan alam semesta dalam bahasa kuantum. Tak perlu dikatakan, selama beberapa dekade, beberapa ide yang berbeda, meskipun terkait, untuk menggambarkan fase pra-geometrik tiba-tiba muncul. Yang menyatukan mereka adalah bahwa Alam Semesta klasik tanpa singularitas muncul melalui serangkaian transformasi dari fase pra-geometrik ke fase di mana ruang-waktu dijelaskan oleh persamaan Einstein. Kesulitan utama dalam membangun deskripsi seperti itu adalah bahwa kita tidak memiliki teori gravitasi quantum lengkap yang memungkinkan kita untuk memodelkan fase pra-geometris secara terperinci.


Einstein menyebut kecanduan konstanta kosmologis beberapa kali sebagai kesalahan besar dalam persamaannya. Saat ini, fisikawan percaya bahwa itu memiliki makna positif.

Bahan utama yang kami perkenalkan untuk membantu menghindari kompleksitas teknis ini adalah konsep informasi ruang angkasa. Baru-baru ini, gagasan bahwa informasi harus memainkan peran kunci dalam menggambarkan fisika adalah mendapatkan semakin banyak dukungan. Tampak dalam beberapa kasus ketika para ilmuwan mencoba untuk menggabungkan prinsip-prinsip teori kuantum dan gravitasi - misalnya, dalam studi lubang hitam kuantum. Juga, dalam beberapa model ini ada ide holografi yang menarik, yang menyatakan bahwa isi informasi suatu wilayah besar dapat terkait dengan isi informasi perbatasannya. Namun, sayangnya, deskripsi matematis dari informasi dalam kasus yang berbeda berbeda, dan prinsip pemersatu, yang berlaku dalam semua kasus, belum ditemukan. Oleh karena itu, untuk menerapkan gagasan informasi ke seluruh Semesta, pertama-tama kita perlu membuat definisi yang sesuai secara fisik untuknya.

Definisi informasi ruang yang kita gunakan dapat digambarkan dengan analogi. Ketika sepotong es mencair dan berubah menjadi air, ada fase transisi dari padat ke cair. Proses transisi fase aktual bisa sangat kompleks, tetapi jumlah total atom es akan sama dengan jumlah atom air. Angka ini menentukan jumlah derajat kebebasan sistem yang tidak berubah selama fase transisi. Demikian pula, fase transisi yang menyebabkan munculnya Semesta dapat digambarkan oleh sejumlah yang terkait dengan jumlah derajat kebebasan dalam fase pra-geometrik dengan jumlah yang melekat dalam ruang-waktu klasik. Dengan menggunakan angka ini, yang kita sebut CosmIn, kita dapat menggabungkan dua fase alam semesta, dan memotong kompleksitas model penuh gravitasi kuantum.

Cosmin, sebagai angka yang bisa diamati secara fisik, harus terbatas. Dengan tidak adanya singularitas, kami percaya bahwa semua kuantitas fisik harus terbatas. Selain itu, kami dapat menunjukkan bahwa cosmin akan terbatas hanya jika Semesta mengalami fase ekspansi yang dipercepat pada periode akhir keberadaan - seperti yang kita amati saat ini. Hubungan ini tidak hanya menunjukkan adanya alasan mendasar untuk keberadaan konstanta kosmologis, tetapi juga tentang metode penghitungan nilai numeriknya - jika kita tahu nilai kosmin.

Nilai cosmin dalam fase pra-geometris atau quantum-gravitasi dari Semesta dapat ditentukan menggunakan hasil yang secara berkala muncul dalam model gravitasi kuantum yang berbeda. Ternyata jumlah total informasi yang ditransfer dari fase kuantum-gravitasi ke fase klasik harus sama dengan angka sederhana: 4π, area bola dari jari-jari satuan. Dengan menggunakan fakta ini, kita dapat menghubungkan nilai numerik konstanta kosmologis dengan skala energi, yang dilewati Alam Semesta dari fase kuantum-gravitasi ke fase klasik.

Skala energi transisi ini dapat dikaitkan dengan sifat misterius kedua dari Semesta kita: besarnya fluktuasi kuantum kecil di Semesta awal yang tumbuh dan membentuk galaksi dan gugusan galaksi yang kita lihat sekarang. Sistem populer untuk menghitung ukuran fluktuasi ini menggunakan model inflasi Semesta yang menggambarkan Semesta melewati ekspansi besar dan cepat yang luar biasa dalam ukuran. Tetapi ada banyak model inflasi dan mereka sangat berbeda, dan mereka dapat memberikan nilai yang diinginkan. Perlu juga dicatat bahwa bentuk fluktuasi awal diperoleh oleh Edward Robert Harrison pada tahun 1970 (dan secara independen oleh Jacob Zeldovich), dan disebut spektrum Harrison-Zeldovich. Tetapi orang lupa untuk menunjukkan bahwa Harrison mendapatkan hasilnya lebih dari sepuluh tahun sebelumnya sebelum penemuan model inflasi!

Model kami memungkinkan kami untuk menghubungkan kedua kuantitas - nilai konstanta kosmologis dan ukuran fluktuasi awal - dengan skala energi di mana alam semesta pra-geometris mengalami transisi fase dan menjadi Semesta klasik di mana kita hidup. Dan, perhatian, ketika kita memilih skala energi yang benar, kita mendapatkan nilai yang benar dan teramati untuk kedua nilai ini. Ini membawa kita pada hubungan aljabar antara konstanta kosmologis, besarnya fluktuasi awal, dan kosmik. Kita dapat membalik hubungan ini menggunakan parameter kosmologis yang diamati dan memeriksa apakah nilai cosmin benar-benar 4π. Teori ini lulus ujian dengan sempurna; kami menemukan bahwa cosmin yang ditentukan dari pengamatan adalah 4π dengan akurasi 1/1000.

Anehnya, kombinasi kompleks dari parameter kosmologis, yang dianggap tidak terkait satu sama lain, memiliki makna yang begitu sederhana. Pendekatan umum adalah untuk mempertimbangkan hubungan seperti itu sebagai kebetulan acak. Kami percaya bahwa dia memberi tahu kami sesuatu yang dalam dan indah tentang alam semesta kita.

Kami percaya bahwa kami telah melakukan upaya pertama untuk menghubungkan nilai numerik konstanta kosmologis dengan ukuran fluktuasi di Alam Semesta awal, dan untuk memperoleh kedua nilai ini dari model yang tidak memiliki parameter yang dapat disesuaikan dan menghubungkannya dengan skala energi tempat Semesta mulai ada.

Semua gagasan ini ada pada platform gravitasi kuantum yang lebih umum, sebuah teori yang oleh fisikawan, meskipun sudah hampir lima dekade dikembangkan, masih belum ada. Salah satu keunggulan model kami adalah tidak memerlukan detail gravitasi kuantum. Tetapi dia membuat dua petunjuk penting tentang sifat gravitasi kuantum dan struktur ruang-waktu. Pertama, dia mengatakan bahwa ruang-waktu harus direpresentasikan sebagai terdiri dari derajat kebebasan mikroskopis, serta materi yang terdiri dari atom. Kedua, ia berpendapat bahwa teori yang benar tentang asal mula alam semesta harus mencakup transisi fase dari fase pra-geometris ke fase klasik.

Kiat-kiat ini dapat menjawab pertanyaan kunci: mengapa, setelah beberapa dekade bekerja, para ahli teori belum mengombinasikan gravitasi dan teori kuantum? Kami percaya bahwa ini paling baik dijelaskan oleh analogi lain. Kita tahu bahwa dinamika fluida adalah teori fisik yang konsisten diekspresikan melalui seperangkat persamaan. Jika kita menganggapnya fundamental dan menerapkan prinsip-prinsip teori kuantum kepada mereka, kita dapat menemukan fenomena baru yang menarik - misalnya, phonons (getaran kuanta) dan interaksinya. Namun, dengan menggunakan pendekatan ini, kita tidak akan bisa sampai ke struktur kuantum materi.

Ada bukti bahwa persamaan yang menggambarkan gravitasi dalam pengertian ini mirip dengan dinamika fluida. Dengan kata lain, merumuskan kembali persamaan yang menggambarkan gravitasi dengan menggunakan prinsip-prinsip teori kuantum mirip dengan menerapkan prinsip-prinsip kuantum pada persamaan dinamika fluida. Kami tidak akan menemukan struktur kuantum ruang-waktu dengan cara ini - dan kami percaya bahwa karena dekade ini, upaya untuk mengukur teori Einstein berakhir dengan kegagalan yang keras.

Sebaliknya, kita perlu memikirkan kembali sifat gravitasi dan memahami apa yang diceritakannya tentang struktur mikroskopis ruang-waktu. Fisikawan Ludwig Boltzmann menggunakan pendekatan ini untuk memahami bahwa fenomena suhu memerlukan pengertian materi sebagai terdiri dari derajat kebebasan yang terpisah (dengan kata lain, atom). Boltzmann, pada kenyataannya, mengatakan bahwa jika sesuatu bisa menjadi panas, itu harus mengandung derajat kebebasan mikroskopis.

Ruang-waktu juga dapat memiliki suhu dan tampak panas bagi pengamat tertentu. Gagasan ini muncul berkat karya Jacob Beckenstein dan Stephen Hawking dalam konteks black hole. Tak lama kemudian, pada pertengahan 70-an, karya Bill Unrich dan Paul Davis menunjukkan bahwa ini adalah properti utama ruang-waktu. Dengan menggabungkan paradigma Boltzmann dengan fakta bahwa ruang-waktu - seperti materi biasa - bisa menjadi panas, Anda sampai pada kesimpulan bahwa ruang-waktu harus memiliki derajat kebebasan internal, seperti atom dalam materi. Bukti teoritis yang mendukung kesimpulan ini telah mulai muncul dalam beberapa tahun terakhir [Padmanabhan, T. Atom-atom ruangwaktu dan konstanta kosmologis. Jurnal Fisika: Seri Konferensi 880, 012008 (2017)]. Pengamatan ini berisi kunci untuk memahami struktur mikro ruang-waktu, yang dengan cepat menghasilkan hasil yang luar biasa.

Pertama, evolusi situs ruang-waktu dapat dijelaskan dalam hal derajat kebebasan (atau, yang setara, konten informasi) yang terletak di dalam batas-batas situs ini. Kedua, gravitasi menjadi tidak sensitif terhadap perubahan pada tingkat energi nol. Dalam teori Einstein, gravitasi bertanggung jawab atas jumlah energi absolut, itulah sebabnya hampir mustahil untuk menghitung konstanta kosmologis. Tetapi untuk paradigma yang didasarkan pada konten informasi, ini tidak benar. Ketiga, pendekatan informasi menyarankan bahwa kita tidak boleh membayangkan evolusi kosmik sesuai dengan solusi tertentu dari persamaan Einstein. Persamaan ini muncul dari satu set persamaan yang lebih akurat yang menggambarkan derajat kuantum kebebasan ruang-waktu [Padmanabhan, T. Apakah Kita Benar-Benar Memahami Kosmos? Comptes Rendus Physique 18, 275-291 (2017)].

Pendekatan informasi, dikonfirmasi oleh model kosmin kami, memberi kita gambaran baru dan jelas tentang Semesta, mirip dengan sepotong besar es yang mengandung sumber panas. Sumber panas mencairkan es di sekitarnya, menciptakan bagian air yang mengembang, mencapai keseimbangan termodinamika lokal. Dalam skala besar, lebih dekat ke batas fase, molekul-molekulnya belum mencapai keseimbangan, karena sepotong es dipanaskan dari dalam. Menariknya, ini sangat mirip dengan perilaku alam semesta kita. Sebidang air mirip dengan alam semesta yang dapat diamati (dijelaskan oleh teori Einstein). Itu dikelilingi oleh fase pra-geometris (mirip dengan es), dijelaskan oleh hukum gravitasi kuantum yang hingga kini tidak diketahui. Gagasan Big Bang menghilang, dan alih-alih sebuah transisi muncul dari satu fase ke fase lain di sepanjang perbatasan mereka. Kebutuhan akan periode inflasi juga menghilang.

Seluruh platform sederhana dan elegan, karena dijelaskan oleh parameter tunggal: skala energi transisi fase dari Semesta awal dari pra-geometri ke geometri Einstein. Ini berbeda dari model inflasi konvensional yang mengandung banyak parameter dan tidak memiliki kemampuan prediksi. Model kami tidak menggunakan fisika yang tidak diverifikasi. Satu-satunya dalil yang kami buat adalah bahwa isi Semesta harus sama dengan 4π, luas permukaan bola tunggal.

Pekerjaan ini membuka tiga bidang penelitian baru. Pertama, dia mengundang kita untuk mempelajari fisika fase pra-geometris dalam berbagai model gravitasi kuantum. Kedua, ini memberikan kesempatan untuk mempelajari ide informasi ruang yang digunakan dalam karya ini dan mencoba menghubungkannya dengan ide-ide serupa lainnya yang digunakan dalam konteks lain. Ketiga, ini memperkuat gagasan bahwa ruang-waktu terdiri dari derajat kebebasan yang lebih elementer - seperti halnya materi terdiri dari atom - dan mendorong kita untuk mempelajari berbagai fase ruang-waktu dengan cara yang sama seperti kita mempelajari berbagai fase materi dalam fisika benda terkondensasi .

Tanu Padmanabhan adalah profesor di Pusat Antar-Universitas Astronomi dan Astrofisika India.