O universo primitivo 1. Cosmologia da inflação: nosso universo é parte do multiverso? Parte 1

No site de palestras gratuitas, o MIT OpenCourseWare publicou um curso de palestras sobre a cosmologia de Alan Gus, um dos criadores do modelo inflacionário do universo. O curso me pareceu interessante o suficiente para começar a traduzi-lo.

Oferecemos uma tradução da primeira palestra: “Cosmologia inflacionária. Nosso universo é parte de um multiverso? Parte 1 ".



O slide do título mostra uma fotografia do satélite Planck. Este satélite foi lançado há vários anos para medir a radiação cósmica de fundo. A radiação cósmica de fundo é a chave mais importante para entender a história do universo. O Planck é o terceiro satélite totalmente projetado para medir a radiação cósmica de fundo. O primeiro satélite foi chamado COBE, depois o WMAP, agora Planck.

O Planck ainda está em órbita. De fato, ele concluiu a coleta de dados, embora a análise desses dados esteja longe de estar completa. Também discutiremos o que exatamente esse satélite está observando.


Quero começar discutindo a teoria padrão do Big Bang, que será o tema principal do nosso curso. Passaremos cerca de 2/3 do curso discutindo a teoria padrão do Big Bang e depois passaremos para tópicos como inflação. Quando começamos a estudar a inflação, verifica-se que a inflação é uma coisa bastante simples, se você entender as equações básicas que surgem na cosmologia padrão. Parece-me bastante razoável gastar dois terços do curso em cosmologia padrão antes de passar para a inflação. A essa altura, trataremos de todos os princípios que usaremos posteriormente, estudando tópicos avançados, como inflação.

O modelo padrão do Big Bang é a teoria de que o universo, como o conhecemos, apareceu entre 13 e 14 bilhões de anos atrás. Hoje podemos nomear com mais precisão a idade do universo. Os cálculos são baseados em dados do satélite Planck, além de outras informações. A idade é 13,82 ± 0,05 bilhões de anos. Assim, atualmente, a idade do universo desde o Big Bang está bem estabelecida.

No entanto, não foi em vão que especifiquei "o universo como o conhecemos". Porque não temos certeza absoluta de que o universo começou com o que chamamos de Big Bang. Temos uma descrição muito boa do Big Bang e temos certeza de que era de fato, e entendemos como era. Mas se havia algo antes dele - esta questão ainda está completamente aberta.

Parece-me que não devemos assumir que o universo começou com o Big Bang. Mais tarde, no final do curso, quando estudarmos algumas das consequências da inflação e do multiverso, veremos que há boas razões para acreditar que o Big Bang não foi o começo do universo, mas apenas o começo do universo local, que costuma ser chamado de universo de bolso.

De qualquer forma, a teoria do Big Bang afirma que pelo menos nossa parte do universo, 13,82 bilhões de anos atrás, era uma substância extremamente quente, densa e uniforme de partículas, que, de acordo com o modelo padrão geralmente aceito do Big Bang, preenchia literalmente todo o espaço. Agora, estamos confiantes o suficiente para preencher todo o espaço disponível para observação. Quero enfatizar que isso contradiz a imagem visual difundida, porém incorreta, do Big Bang. De acordo com esta imagem gráfica, o Big Bang parecia uma pequena bomba de substância muito densa, que depois explodiu e se espalhou pelo espaço vazio. Esta não é uma imagem científica do Big Bang.

O motivo não é a inconsistência dessa imagem. É difícil dizer o que é lógico aqui e o que é ilógico. Apenas contradiz o que vemos. Se fosse uma pequena bomba detonando no espaço vazio, esperamos hoje que o universo pareça diferente se você olhar na direção em que a bomba estava e na direção oposta. Mas não vemos nenhum sinal disso. Quando olhamos para o céu, o universo com uma precisão muito grande parece exatamente o mesmo em todas as direções. Em nenhum lugar vemos sinais de uma bomba explodindo. Pelo contrário, parece que o Big Bang aconteceu igualmente em todos os lugares.

O Big Bang descreve várias coisas importantes sobre as quais falaremos mais em nosso curso. Ele descreve como o universo primitivo se expandiu e esfriou, e passaremos algum tempo para entender as nuances escondidas por trás dessas palavras. De fato, o Big Bang é um modelo muito preciso, baseado em suposições muito simples. Em geral, assumimos que o universo primitivo estava cheio de gás quente, que estava em equilíbrio termodinâmico, e que esse gás se expandia e contraía devido à gravidade.

A partir dessas idéias simples, podemos calcular, e aprenderemos como calcular a rapidez com que o universo se expandiu, qual temperatura tinha, a densidade da matéria em cada momento do tempo. Todas as nuances podem ser calculadas a partir dessas idéias simples, e explorar isso é realmente interessante.

O Big Bang também explica como os elementos químicos leves se formaram. Este é o tema principal do livro de Steve Weinberg, Os três primeiros minutos. Por volta desse período, elementos químicos se formaram. Acontece que a maioria dos elementos químicos do universo não se formou durante o Big Bang, mas muito mais tarde dentro das estrelas. Esses elementos foram espalhados no espaço durante as explosões de supernovas e a partir deles se formaram estrelas das gerações posteriores, uma das quais é o nosso Sol.

Assim, a substância da qual somos feitos não foi realmente criada durante o Big Bang, mas foi sintetizada dentro de uma estrela distante que explodiu há muito tempo. E talvez muitas estrelas cujos remanescentes se juntaram e formaram nosso sistema solar. No entanto, a maior parte da matéria do universo, ao contrário da maioria dos vários tipos de elementos, formada no Big Bang. A maioria das coisas no universo é apenas hidrogênio e hélio.

Cerca de cinco isótopos diferentes de hidrogênio, hélio e lítio foram formados principalmente no Big Bang e, como temos uma imagem detalhada do Big Bang, que estudaremos mais adiante, podemos calcular e prever o número desses diferentes isótopos. Essas previsões são muito bem consistentes com as observações. Essa, é claro, é uma das principais confirmações de que nossa imagem do Big Bang está correta. Pode-se prever qual deve ser a quantidade de hélio-3. Esse valor foi medido e é consistente com as previsões. Isso é incrível.

Finalmente, o Big Bang explica como o assunto acabou se reunindo em aglomerados e estrelas, galáxias e aglomerados de galáxias formados. Falaremos um pouco sobre isso, mas não nos aprofundaremos nesse tópico, porque está além do escopo de nosso curso. Em princípio, o trabalho nessa direção ainda está em andamento. As pessoas não entendem tudo sobre galáxias. Mas a imagem geral de que tudo começou com um universo quase homogêneo e, em seguida, o assunto reunido em aglomerados que formaram galáxias e outras estruturas, é considerada verdadeira. E a partir desta imagem muito simples, você pode entender muito sobre o universo.

Agora, quero falar sobre o que a teoria usual do Big Bang não fala, sobre o surgimento de novas idéias, como a inflação.


Primeiro, a teoria usual do Big Bang não diz nada sobre o que causou a expansão do universo. Na realidade, isso é apenas uma teoria das consequências de uma explosão. Na versão científica do Big Bang no universo emergente, tudo se expande, sem explicar como essa expansão começou. Essa explicação não faz parte da teoria do Big Bang. Assim, a versão científica da teoria do Big Bang não é realmente uma teoria de explosão. Esta é realmente uma teoria das consequências de uma explosão.

Além disso, de maneira semelhante, a teoria usual do Big Bang não diz nada sobre de onde veio toda a questão. A teoria realmente assume que, para cada partícula que vemos no Universo hoje, no início, havia, se não a partícula em si, pelo menos algum tipo de partícula precursora, sem explicar de onde todas essas partículas vieram. Em resumo, quero dizer que a teoria do Big Bang não diz nada sobre o que explodiu, por que explodiu ou o que aconteceu antes de explodir. Na teoria do Big Bang, realmente não há explosão. Esta é uma teoria ininterrupta, apesar do nome.



A inflação, ao que parece, fornece respostas, respostas muito plausíveis, para muitas dessas perguntas. Basicamente, falaremos sobre isso hoje no tempo restante. Como eu disse, do ponto de vista do curso, abordaremos esse tópico no último terço do curso.

O que é inflação espacial? Em essência, essa é uma modificação menor, em termos da imagem geral, da teoria padrão do Big Bang. A melhor palavra para descrevê-la é a que eu acho que foi inventada em Hollywood. A inflação é um prequel da teoria usual do Big Bang. Esta é uma breve descrição do que aconteceu antes, pouco antes do Big Bang. Assim, a inflação é de fato uma explicação da explosão do Big Bang, no sentido de que fornece uma teoria do impulso que levou o universo a esse enorme processo de expansão, que chamamos de Big Bang.

A inflação faz isso de maneira que eu pense nisso como um milagre. Quando uso a palavra “milagre”, uso-a no sentido científico, apenas algo tão surpreendente que merece ser chamado de milagre, embora faça parte das leis da física. Existem apenas algumas características das leis da física que são cruciais para a inflação. Vou falar sobre dois deles, o que considero um milagre, porque quando eu era estudante, ninguém falava sobre eles. Eles simplesmente não faziam parte da física que as pessoas notavam e comentavam.

O milagre da física de que estou falando é algo conhecido desde a teoria geral da relatividade de Einstein de que a gravidade nem sempre é atração. A gravidade pode atuar como repulsão. Einstein descreveu isso em 1916, na forma do que ele chamou de constante cosmológica. A motivação inicial para modificar as equações da teoria geral da relatividade era que Einstein considerava o universo estático. Ele percebeu que a gravidade comum faria o universo estático se contrair. O universo não pode permanecer estático. Portanto, ele introduziu esse elemento, uma constante cosmológica, para compensar a atração da gravidade comum e ser capaz de construir um modelo estático do universo.

Como você descobrirá em breve, esse modelo está completamente errado. O universo parece muito diferente. Mas o fato de a teoria geral da relatividade poder incluir essa repulsão gravitacional, compatível com todos os princípios da teoria geral da relatividade, é uma coisa importante que o próprio Einstein descobriu. A inflação aproveita esta oportunidade, permitindo que a gravidade seja a força repulsiva que levou o universo a uma fase de expansão, a que chamamos Big Bang.

De fato, se combinarmos a teoria geral da relatividade com algumas idéias geralmente aceitas da física de partículas elementares, há sinais claros, não exatamente uma previsão, mas sinais claros de que, em densidades de energia muito altas, há estados da matéria que literalmente viram a gravidade de cabeça para baixo e atração se transforma em repulsa. Mais especificamente, como aprendemos mais adiante, a repulsão gravitacional é criada pela pressão negativa.

De acordo com a teoria geral da relatividade, verifica-se que tanto a pressão quanto a densidade de energia podem criar um campo gravitacional. Em contraste com a física newtoniana, onde apenas a densidade da massa cria um campo gravitacional.

A pressão positiva cria um campo gravitacional atraente. Pressão positiva é um tipo de pressão normal e gravidade atraente é um tipo de gravidade normal. Pressão normal cria gravidade normal. Mas a pressão negativa é possível, e a pressão negativa cria gravidade repulsiva. Esse é o segredo do que torna possível a inflação.

Assim, a inflação sugere que pelo menos um pequeno pedaço de matéria gravitacional repulsiva existia no universo primitivo. Não sabemos exatamente quando a inflação ocorreu na história do universo ou, em outras palavras, não sabemos exatamente em que níveis de energia ela ocorreu. Mas a possibilidade muito plausível de quando a inflação poderia ocorrer é quando os níveis de energia no Universo eram comparáveis ​​aos níveis de energia nas teorias da Grande Unificação.


As teorias da Grande Unificação, sobre as quais falaremos um pouco mais tarde, são teorias que combinam interações fracas, fortes e eletromagnéticas em uma única interação. Essa associação ocorre com uma energia típica de aproximadamente 10 ¹⁶ GeV, onde GeV é aproximadamente a massa ou energia equivalente à massa do próton. Estamos falando de energias 10 a ¹⁶ vezes maiores que a energia de massa equivalente de um próton. Com tais energias, é muito possível que existam estados que criem gravidade repulsiva.

Se isso acontecesse com tais ordens de energia, inicialmente o site poderia ser incrivelmente pequeno - cerca de 10 a ²⁸ centímetros, a fim de, no final, levar à criação de tudo o que vemos a grandes distâncias. E o universo, que vemos hoje, é completamente uma conseqüência desse site.

A repulsão gravitacional criada por esse pequeno trecho de matéria gravitacional repulsiva se tornou a força motriz por trás do Big Bang, resultando em uma expansão exponencial do trecho. Com a expansão exponencial, há um certo tempo em que o tamanho da plotagem dobra. Se você esperar a mesma quantidade, ela dobrará novamente. Se você esperar a mesma quantidade, ela dobrará novamente.


Como essas duplicações se acumulam rapidamente, não leva muito tempo para criar o Universo inteiro. Após cerca de 100 duplicações, esse pequeno trecho de 10 a ²⁸ centímetros pode se tornar grande o suficiente para não se tornar um universo, mas se tornar do tamanho de uma pequena bola que eventualmente se tornará um universo observável após continuar a se expandir após o término da inflação.

Se tudo isso acontece na escala da grande teoria da unificação, o tempo de duplicação é incrivelmente curto, de 10 a ³⁷ segundos, o que é muito rápido. O site se expande exponencialmente, pelo menos 10 ²⁸ vezes, o que, como mencionei, leva apenas cerca de 100 duplicações e pode se expandir muito mais. Não há restrições. Se ele se expandiu mais do que o necessário para criar nosso universo, significa simplesmente que a parte do universo em que vivemos é maior do que vemos. Não há com o que se preocupar. Tudo o que vemos parece uniforme, mas até onde podemos alcançá-lo, não somos capazes de descobrir. Assim, grandes taxas de inflação são totalmente consistentes com o que vemos.

O tempo necessário é de apenas 10 a ³⁵ segundos, o que equivale a 100 vezes 10 a ³⁷ segundos. O local, destinado a se tornar nosso Universo atualmente observável, no final da inflação se torna do tamanho de uma bola com um diâmetro de cerca de um centímetro.

A inflação termina porque essa matéria gravitacional repulsiva é instável. Decai, no mesmo sentido que uma substância radioativa. Isso não significa que apodrece como uma maçã em decomposição, significa que se transforma em outros tipos de matéria. Em particular, ela se transforma em matéria, que não é mais repulsiva gravitacionalmente. Assim, a repulsão gravitacional termina e as partículas criadas pela energia liberada no final da inflação se tornam a substância quente do Big Bang comum.

Isso encerra o prequel, e a ação principal começa - a teoria usual do Big Bang. O papel da inflação é apenas criar as condições iniciais para a teoria usual do Big Bang. Há uma pequena ressalva. A inflação termina porque a matéria é instável, mas termina quase em toda parte, e não completamente em toda parte.

Essa matéria gravitacional repulsiva decai, mas decai como substância radioativa, exponencialmente, com meia-vida. Mas, não importa quantas meias-vidas passem, sempre haverá um pedacinho, haverá um pouco mais desse assunto. E isso acaba sendo importante para a ideia de que em muitos casos a inflação nunca termina completamente. Voltaremos a isso.


Agora eu quero falar sobre o que acontece durante a fase de expansão exponencial.Há uma característica muito específica da inflação, essa expansão exponencial causada pela gravidade repulsiva, o que significa que, enquanto ocorre, a densidade de massa ou a densidade de energia dessa matéria gravitacional repulsiva não diminui. Parece que, se algo dobrar de tamanho, o volume aumentará 8 vezes e a densidade de energia diminuirá 8 vezes.

E isso, é claro, acontece com partículas comuns. Então, é claro, teria acontecido se tivéssemos gás, gás comum, que simplesmente permitimos expandir duas vezes em tamanho, a densidade diminuiria em oito vezes, uma vez que o volume é igual a um cubo de tamanho. Mas essa matéria gravitacional repulsiva em particular se expande com densidade constante. Parece que a conservação de energia está sendo violada, porque significa que a quantidade total de energia dentro desse volume em expansão está aumentando. A energia por unidade de volume permanece constante, e o volume se torna cada vez mais exponencial.

Afirmo que não perdi a cabeça que isso realmente corresponde às leis da física que conhecemos. E que isso é consistente com a conservação de energia. Conservação de energia é de fato o princípio sagrado da física. Não sabemos nada na natureza que viole o princípio de conservação de energia. Em última análise, a energia não pode ser criada ou destruída, a quantidade total de energia é fixa. Parece haver uma contradição aqui. Como nos livramos disso?

Um segundo milagre da física é necessário aqui. A energia é verdadeiramente conservada. O truque aqui é que a energia não é necessariamente positiva. Há coisas que têm energia negativa. Em particular, o campo gravitacional tem energia negativa. Essa afirmação, a propósito, é verdadeira tanto na física newtoniana quanto na teoria geral da relatividade. Vamos provar isso mais tarde.

Se você fez um curso de eletromagnetismo para calcular a densidade de energia de um campo eletrostático, sabe que a densidade de energia de um campo eletrostático é proporcional ao quadrado da força do campo elétrico. Pode-se provar que essa energia é exatamente igual à energia que deve ser adicionada ao sistema para criar um campo elétrico de uma determinada configuração. Se compararmos a lei da gravidade de Newton com a lei de Coulomb, fica claro que essa é realmente a mesma lei, exceto que eles usam constantes diferentes.

Ambas são leis de quadrados inversos e são proporcionais a duas cargas, onde, no caso da gravidade, são massas que desempenham o papel de cargas. Mas eles têm sinais opostos. Sabe-se que duas cargas positivas se repelem, duas massas positivas são atraídas uma pela outra.

O mesmo argumento que nos permite calcular a densidade de energia do campo de Coulomb nos permite calcular a densidade de energia do campo gravitacional newtoniano, ainda dentro da estrutura da física newtoniana, enquanto o sinal da força permanece. Isso muda de sinal em todos os cálculos realizados e um valor negativo é obtido, que é o valor correto para a gravidade newtoniana. A densidade de energia do campo gravitacional newtoniano é negativa. O mesmo é verdade na relatividade geral.

Isso significa que, no âmbito da conservação de energia, você pode obter mais e mais matéria, mais e mais energia acumulada na forma de matéria comum, o que acontece durante a inflação, desde que haja uma quantidade compensadora de energia negativa criada pelo campo gravitacional, que preenche uma área cada vez maior do espaço. É exatamente o que acontece durante a inflação.

A energia positiva dessa substância gravitacional repulsiva, que cresce e cresce em volume, é exatamente compensada pela energia negativa do campo gravitacional que preenche a área. Assim, a energia total permanece constante, como deveria, e há uma alta probabilidade de que a energia total seja exatamente zero. Porque tudo o que sabemos, pelo menos, é consistente com a possibilidade de que essas duas energias sejam exatamente iguais umas às outras ou muito próximas.


Esquematicamente, a imagem é que a energia total do Universo consiste em uma enorme energia positiva na forma de matéria e radiação, a matéria que vemos, a matéria com a qual geralmente identificamos energia. Mas há também uma enorme energia negativa encerrada em um campo gravitacional que preenche o universo. E, tanto quanto podemos julgar, sua soma pode ser igual a 0. Pelo menos isso não contradiz nada.

De qualquer forma, durante a inflação, a barra preta aumenta e a barra vermelha diminui. E eles crescem e caem em uma quantidade igual. Assim, os processos que ocorrem durante a inflação preservam energia, pois tudo o que cumpre as leis da física, das quais sabemos, deve conservar energia.


Eu quero falar sobre algumas evidências de inflação. Até agora descrevi o que é inflação e, hoje, essa descrição é suficiente. Como eu disse, retornaremos e falaremos sobre tudo isso em nosso curso. Agora, vamos discutir algumas das razões pelas quais acreditamos que nosso universo pode ter passado por esse processo chamado inflação, sobre o qual acabei de falar. Há três coisas que eu quero falar.

A primeira delas é a uniformidade do universo em larga escala. Isso se deve ao fato de eu ter dito a você no início que se você olhar em direções diferentes, o Universo parecerá o mesmo em todas as direções. Um objeto cuja dependência da direção pode ser medida com a maior precisão é a radiação cósmica de fundo, porque podemos medi-la em qualquer direção e é extremamente homogênea.

Quando isso foi feito, verificou-se que a radiação cósmica de fundo é uniforme com uma precisão incrível - cerca de 1/100000. Este é um nível impressionante de uniformidade. Isso significa que o universo é realmente extremamente homogêneo.

Quero fazer uma reserva aqui para ser completamente preciso. Se você simplesmente medir e medir a radiação cósmica, verifica-se que há uma assimetria maior do que o que eu acabei de dizer. Uma assimetria de cerca de 1/1000 pode ser detectada, onde uma direção é mais quente que a oposta. Mas interpretamos esse milésimo efeito como nosso movimento através da radiação cósmica de fundo, que o torna mais quente em uma direção e mais frio na direção oposta. E esse efeito do nosso movimento tem uma distribuição angular muito definida.

Não temos outra maneira de saber qual é a nossa velocidade em relação à radiação cósmica de fundo. Nós apenas calculamos a partir dessa assimetria. Mas não podemos explicar tudo com esse movimento. Nós podemos calcular a velocidade. Assim que calculamos, isso determinará uma das assimetrias que podemos subtrair. Depois disso, as assimetrias residuais, assimetrias que não podemos explicar, dizendo que a Terra tem uma certa velocidade em relação à radiação cósmica de fundo, estão no nível de cem milésimos. E este milésimo, atribuímos ao universo, e não ao movimento da Terra.

Para entender as consequências dessa incrível homogeneidade, é necessário um pouco sobre a história dessa radiação cósmica de fundo. A radiação no período inicial do Universo, quando o Universo era um plasma, estava essencialmente aprisionada na matéria. Os fótons se moviam na velocidade da luz, mas o plasma possui uma seção transversal muito grande para espalhar fótons por elétrons livres. Isso significa que os fótons se moviam com a substância, porque eles só podiam se mover livremente por uma distância muito curta, depois se dispersavam e se moviam na outra direção. Assim, com relação à matéria, os fótons não voaram durante os primeiros 400.000 anos da história do universo.

Mas então, de acordo com nossos cálculos, após cerca de 400.000 anos, o universo esfriou o suficiente para que o plasma se neutralizasse. E quando o plasma é neutralizado, ele se torna um gás neutro, como o ar nesta sala. O ar nesta sala parece completamente transparente para nós, e acontece que a mesma coisa aconteceu no universo.

O gás que encheu o universo após sua neutralização realmente se tornou transparente. Isso significa que o típico fóton que vemos hoje na radiação cósmica de fundo viajou em linha reta a partir de cerca de 400.000 anos após o Big Bang. O que, por sua vez, significa que, quando olhamos para a radiação cósmica de fundo, vemos essencialmente uma imagem de como o universo era 400.000 anos depois do Big Bang. Assim como a luz que sai do meu rosto e dos seus olhos dá uma idéia de como eu pareço.

Então, vemos a imagem do universo com 400.000 anos de idade, e é homogênea com uma precisão de cem milésimos. A questão é: podemos explicar como o universo pode se tornar tão homogêneo? Se você está pronto para simplesmente assumir que o universo era originalmente completamente homogêneo por mais de cem milésimos, então ninguém o incomoda. Mas se você quiser tentar explicar essa uniformidade sem assumir que foi desde o início, usar a teoria usual do Big Bang simplesmente não é possível.

A razão é que, no quadro das equações evolutivas da teoria usual do Big Bang, podemos calcular, e iremos calculá-lo mais tarde, para suavizar tudo ao longo do tempo, para que a radiação cósmica de fundo pareça suave, é necessário poder mover matéria e energia cerca de 100 vezes mais rápido velocidade da luz. Caso contrário, simplesmente não dará certo. Nós, na física, não sabemos nada que aconteça mais rápido que a velocidade da luz. Portanto, na física conhecida por nós e na teoria usual do Big Bang, não há como explicar essa homogeneidade, exceto simplesmente assumir que ela estava lá desde o início. Por razões que não conhecemos.

Por outro lado, a inflação resolve esse problema muito bem. A inflação adiciona uma extensão exponencial à história do universo. Devido ao fato de que essa expansão exponencial era tão grande, segue-se que, se você observar o nosso universo antes da inflação, era muito menor do que na cosmologia comum, na qual não havia essa expansão exponencial.

Assim, no modelo inflacionário havia tempo suficiente para a parte observada do Universo se tornar homogênea antes do início da inflação, quando era incrivelmente pequena. E tornou-se uniforme, como o ar, que se espalha uniformemente pela sala, em vez de se reunir em um canto. Depois que a uniformidade foi alcançada nessa pequena região, a inflação esticou a região, que se tornou grande o suficiente para incluir tudo o que vemos agora, explicando assim por que tudo que vemos parece tão uniforme. Essa é uma explicação muito simples, e só é possível com o uso da inflação e não dentro da estrutura da teoria geralmente aceita do Big Bang.

Nos modelos inflacionários, o universo começa com um tamanho tão pequeno que a uniformidade é facilmente estabelecida. Da mesma forma que o ar em uma sala de palestras preenche uniformemente a sala de palestras. Então a inflação estende a região, que está se tornando grande o suficiente para incluir tudo o que estamos observando atualmente. Esta é a primeira das minhas três provas de inflação.


O segundo é o que é chamado de problema de um universo plano. A questão é por que o Universo primitivo era tão plano? A pergunta pode surgir imediatamente - o que quero dizer quando digo que o Universo primitivo era plano? Um dos conceitos errôneos que às vezes encontro é que o apartamento é frequentemente percebido como bidimensional. Não é isso que eu quero dizer. Flat não significa uma panqueca bidimensional. O universo é tridimensional. Plana, no nosso caso, significa euclidiano, obedece aos axiomas da geometria euclidiana, em contraste com as variantes da geometria não-euclidiana, permitidas pela teoria geral da relatividade.

A teoria geral da relatividade permite que o espaço tridimensional seja curvado. Consideramos apenas curvatura uniforme. Na realidade, não vemos nenhuma curvatura, mas sabemos com maior precisão que o universo é homogêneo do que o fato de ser plano. Então, imagine três opções possíveis para a curvatura do universo, todas consideradas homogêneas. Os espaços curvos tridimensionais não são fáceis de visualizar, mas todos os três são semelhantes aos espaços curvos bidimensionais que são mais fáceis de imaginar.


Uma das opções é a geometria fechada da superfície da esfera. A analogia é que um universo tridimensional é semelhante a uma superfície bidimensional de uma esfera. O número de dimensões muda, mas coisas importantes permanecem. Assim, por exemplo, se você colocar um triângulo na superfície de uma esfera, e isso puder ser facilmente visualizado, a soma de seus três ângulos será superior a 180 graus. Diferentemente da geometria euclidiana, onde a soma é sempre 180 graus.

ALUNO: a flexão do espaço tridimensional ocorre na quarta dimensão? Assim como os modelos bidimensionais implicam uma dimensão diferente?

PROFESSOR: boa pergunta. A questão era: a curvatura tridimensional ocorre na quarta dimensão da mesma maneira que a curvatura bidimensional ocorre na terceira dimensão? Eu acho que a resposta é sim. Mas, devo esclarecer aqui um pouco. A terceira dimensão, de um ponto de vista puramente matemático, permite visualizar facilmente a esfera. Mas a geometria da esfera, do ponto de vista das pessoas que estudam geometria diferencial, é um espaço bidimensional bem definido, sem a necessidade de uma terceira dimensão.

A terceira dimensão é apenas uma maneira de visualizarmos a curvatura. Mas o mesmo método funciona para o espaço tridimensional. De fato, estudando o espaço curvo tridimensional de um universo fechado, faremos exatamente isso. Usamos o mesmo método, imagine-o em quatro dimensões, e ele será muito próximo da imagem bidimensional que você está vendo.

Assim, uma das possibilidades é a geometria fechada, onde a soma dos três ângulos de um triângulo é sempre maior que 180 graus. Outra possibilidade é o que é comumente chamado de forma de sela, ou espaço de curvatura negativa. Nesse caso, a soma dos três ângulos, conforme eles se estreitam, se torna menor que 180 graus. E apenas para o caso plano, a soma dos três ângulos é exatamente 180 graus, que é o caso da geometria euclidiana.

A geometria nas superfícies desses objetos não é euclidiana, embora, se considerarmos a geometria tridimensional de objetos incorporados no espaço tridimensional, ela ainda seja euclidiana. Mas a geometria nas superfícies bidimensionais não é euclidiana nas duas superfícies superiores e euclidiana na superfície inferior.

É assim que funciona na teoria geral da relatividade. Existem universos fechados com curvatura positiva e uma soma de ângulos acima de 180 graus. Existem universos abertos em que a soma dos três ângulos é sempre menor que 180 graus. E há um caso de um universo plano, localizado na borda dos dois, no qual a geometria euclidiana funciona. Em nosso universo, a geometria euclidiana funciona muito bem. É por isso que todos nós a ensinamos na escola. Temos boas evidências de que o Universo primitivo estava incomumente próximo desse caso plano da geometria euclidiana. É isso que estamos tentando entender e explicar.

De acordo com a teoria geral da relatividade, a geometria do universo é determinada pela densidade da massa. Existe um certo valor da densidade de massa, chamada densidade crítica, que depende da taxa de expansão, a propósito, isso não é de forma alguma uma constante universal. Mas para uma dada taxa de expansão, a densidade crítica pode ser calculada, e essa densidade crítica é a densidade que torna o universo plano. Os cosmologistas definem um número chamado Ω (Omega). Ω é simplesmente a razão entre a densidade de massa real e a densidade de massa crítica. Portanto, se Ω é igual a 1, a densidade real é igual à densidade crítica, o que significa um universo plano. Se Ω for maior que 1, obteremos um universo fechado e se Ω for menor que 1, haverá um universo aberto.


A evolução do valor de Ω é especial em que Ω igual a 1, durante o desenvolvimento do Universo na cosmologia comum, se comporta muito como um lápis balançando na ponta. Este é um ponto de equilíbrio instável. Em outras palavras, se Ω fosse exatamente igual a 1 no Universo primitivo, permaneceria exatamente igual a 1. Assim como um lápis, idealmente colocado na ponta, não saberá onde cair e, em princípio, permanecerá nessa posição para sempre. Pelo menos na mecânica clássica. Não consideraremos a mecânica quântica para o nosso lápis. Para uma analogia, usamos um lápis da mecânica clássica.

Mas se o lápis se inclinar um pouco em qualquer direção, ele começará a cair rapidamente nessa direção. Da mesma forma, se Ω no universo primitivo tivesse pouco mais de 1, ele aumentaria rapidamente para o infinito. Este é um universo fechado. Infinito, na verdade, significa que o universo atinge seu tamanho máximo e começa a encolher e a entrar em colapso. Se Ω fosse um pouco menor que 1, diminuiria rapidamente para 0 e o universo simplesmente se tornaria vazio, pois se expandiria rapidamente.

Portanto, a única maneira de 'estar perto de 1 hoje e, tanto quanto podemos dizer,' hoje é 1, é incrivelmente perto de 1 desde o início. É como aquele lápis que existe há 14 bilhões de anos e ainda não caiu. Numericamente, para Ω, estar em algum lugar no intervalo permitido muito próximo de 1 hoje, significa que Ω um segundo após o Big Bang deveria ter sido igual a 1 com uma precisão incrível de 15 casas decimais. Isso torna a densidade de massa do universo, um segundo após o Big Bang, provavelmente o número mais preciso que conhecemos na física. Nós realmente o conhecemos com uma precisão de 15 casas decimais. Se não estivesse nessa faixa, não estaria perto de 1 hoje devido ao efeito de amplificação durante a evolução do universo.

A questão é: como isso aconteceu? Na teoria usual do Big Bang, teoricamente o valor inicial de Ω poderia ser qualquer coisa. Para corresponder ao que estamos observando atualmente, deveria estar nessa faixa incrivelmente estreita, mas em teoria não há nada que a force a estar lá. A questão é: por que inicialmente era tão incrivelmente próximo de 1? Como no problema de homogeneidade mencionado anteriormente, pode-se simplesmente assumir que inicialmente se mostrou o que deveria ter sido, ou seja, igual a 1. Você pode fazer isso. Mas se você quiser ter alguma explicação sobre o motivo disso acontecer, na cosmologia comum, não há nada que possa explicar. No entanto, a inflação nos permite explicar isso.


No modelo inflacionário, a evolução de Ω muda, porque a gravidade se transforma em uma força repulsiva em vez de atrativa, e isso faz com que Ω mude de maneira diferente. Acontece que, durante a inflação, Ω não se afasta de 1, como ocorreu no resto da história do universo, mas, pelo contrário, passa rapidamente para 1, exponencialmente rápido. Com essa taxa de inflação, da qual falamos, a inflação é de cerca de 10 ²⁸ vezes, basta que o valor de Ω antes da inflação não seja muito limitado. Ω antes que a inflação não pudesse ser 1, mas poderia ser 2 ou 10 ou 1/10 ou 100 ou 1/100.

Quanto mais o Ω inicial fosse de 1, mais a inflação será necessária para aproximá-lo de 1. Mas para Ω significativamente diferente de 1, a inflação não levará muito mais tempo, pois a inflação aproxima o ômega de 1 exponencialmente. Essa é uma força muito poderosa, aproximando o ômega de 1. E nos dá uma explicação muito simples de por que Ω no universo primitivo parecia extremamente próximo de 1.

De fato, segue-se uma previsão. Como a inflação está tão perto de aproximar-se de 1, esperamos que hoje seja realmente 1, ou dentro da faixa de precisão mensurável. Você pode imaginar modelos inflacionários, onde seria, digamos 0,2, isto é o que se pensava ser antes, mas para isso, a inflação deve terminar exatamente no momento certo antes mesmo de se aproximar de 1. Porque cada aumento exponencial a torna numa ordem de magnitude mais perto de 1. Este é um efeito muito rápido. Portanto, sem um ajuste muito completo, a maioria dos modelos inflacionários chegará tão perto de 1 que hoje o vemos como 1.

Anteriormente, parecia que não era assim. Até 1998, os astrônomos estavam convencidos de que Ω era apenas 0,2 ou 0,3, enquanto a inflação tinha uma previsão bastante clara de que Ω deveria ser 1. Pessoalmente, isso me causou um pouco de inconveniência. Sempre que eu almocei com astrônomos, eles diziam que a inflação é uma teoria bonita, mas não pode estar correta, porque Ω é 0,2 e a inflação prediz Ω é 1. E isso é simplesmente uma incompatibilidade.

Tudo mudou em 1998. Agora, o número mais preciso de Ω que obtivemos, obtido do satélite Planck, juntamente com algumas outras medições, é 1,0010, ± 0,0065. 0,0065 é uma coisa importante. O número é muito, muito próximo de 1 e o erro é maior que essa diferença. Assim, hoje sabemos que, com uma precisão de 0,5% ou talvez 1%, Ω é 1, que é o que a inflação prevê.

O novo componente que tornou tudo isso possível, que alterou o valor ômega medido de 0,2 para 1, é um novo componente do balanço energético do Universo, a descoberta do que chamamos de energia escura. Aprendemos muito sobre energia escura durante o curso. A descoberta em 1998 consistiu no fato de que a expansão do Universo não diminui sob a influência da gravidade, como era esperado antes desse tempo, mas, em vez disso, a expansão do Universo realmente acelera.

Essa aceleração deve ser devido a alguma coisa. O que causa essa aceleração é chamado de energia escura. Embora existam lacunas significativas no conhecimento da energia escura, ainda podemos calcular quanto deve ser para criar a aceleração que observamos. E quando tudo isso acontece, obtemos um número muito melhor alinhado à inflação do que o anterior.

ALUNO: O Universo em aceleração era um fator desconhecido na época, devido ao qual se acreditava incorretamente que Ω era 0,2 ou 0,3?

PROFESSOR: Sim, é verdade. Isso se devia inteiramente ao fato de a aceleração naquele momento não ser conhecida. De fato, a substância visível foi medida com precisão. Isso deu apenas 0,2 ou 0,3. E esse novo componente, a energia escura que só conhecemos por causa da aceleração, faz a diferença necessária.

ALUNO: esses dados que equivalem a 0,2 ou 0,3 são realmente apenas um componente do universo que vemos através dos telescópios?

PROFESSOR: certo. Incluindo matéria escura. De fato, não vemos tudo. Sem entrar em detalhes agora, iremos discuti-los mais adiante neste curso, existe algo chamado matéria escura que é diferente da energia escura. Apesar de matéria e energia serem essencialmente a mesma coisa, no nosso caso elas são diferentes. Matéria escura é matéria, a conclusão sobre a existência de que tiramos por causa de sua influência em outra matéria. Observando, por exemplo, a velocidade de rotação das galáxias, é possível calcular quanta substância deve haver dentro dessas galáxias para que as órbitas sejam estáveis. Acontece que as substâncias são necessárias muito mais do que realmente vemos. Essa matéria invisível é chamada matéria escura e dá uma contribuição de 0,2 ou 0,3. A matéria visível é de apenas 0,04.

O próximo ponto sobre o qual quero falar é a heterogeneidade do universo em pequena escala. Nas escalas maiores, o universo é incrivelmente homogêneo - com precisão de cem milésimos, mas em uma escala menor, o universo hoje é extremamente heterogêneo. A Terra é um grande grupo na distribuição da densidade de massa do universo. A Terra é cerca de 10 a ³⁰ graus mais densa que a densidade média da matéria no universo. Este é um coágulo incrivelmente denso. A questão é como esses coágulos se formaram. De onde eles vieram?

Estamos confiantes de que esses aglomerados evoluíram a partir de distúrbios muito pequenos que vemos no universo primitivo, mais claramente visíveis através da radiação cósmica de fundo. A densidade de massa no universo primitivo, em nossa opinião, era homogênea com uma precisão de cerca de cem milésimos. Mas no nível de cem milésimos, vemos que não há homogeneidades na radiação cósmica de fundo.

Objetos como a Terra se formaram porque essas pequenas heterogeneidades na densidade da massa são gravitacionalmente instáveis. Em lugares onde há um ligeiro excesso na densidade da matéria, esse excesso de densidade cria um campo gravitacional que atrai ainda mais matéria para essas áreas, o que, por sua vez, produz um campo gravitacional ainda mais forte que atrai ainda mais matéria. O sistema é instável, forma aglomerados complexos que vemos, como galáxias, estrelas, planetas e assim por diante.

Este é um processo complicado. Mas tudo começa com essas heterogeneidades muito fracas, que, acreditamos, existiram logo após o Big Bang. Vemos essas não homogeneidades na radiação cósmica de fundo. Sua medição nos diz muito sobre as condições sob as quais o universo existia na época e nos permite construir teorias que explicam como esse universo acabou. É para medir essas não homogeneidades que satélites como COBE, WMAP e Planck são criados com uma precisão muito alta.


A inflação responde à pergunta de onde veio a heterogeneidade. Não havia explicação na teoria usual do Big Bang. Supunha-se simplesmente que havia heterogeneidades e as adicionava artificialmente, mas não havia teoria de onde elas pudessem vir. Nos modelos inflacionários, onde toda a matéria é criada pela inflação, as heterogeneidades também são controladas por essa inflação e aparecem devido a efeitos quânticos.

É difícil acreditar que efeitos quânticos possam ser importantes para a estrutura em larga escala do universo. A galáxia de Andrômeda não parece uma oscilação quântica. Mas se você considerar essa teoria quantitativamente, ela realmente funciona muito bem. A teoria é que as vibrações que vemos na radiação cósmica de fundo foram de fato uma conseqüência puramente da teoria quântica, principalmente o princípio da incerteza, que afirma que é impossível ter algo completamente homogêneo. Isso não é consistente com o princípio da incerteza.

Quando usamos as idéias básicas da mecânica quântica, podemos calcular as propriedades dessas vibrações. Para isso, precisamos saber mais sobre física de energia muito alta, física que foi relevante durante o período da inflação, para poder predizer a amplitude dessas oscilações. Não podemos prever a amplitude. Em princípio, a inflação nos permitiria fazer isso se soubéssemos o suficiente sobre a física de partículas subjacente, mas sabemos muito pouco sobre isso. Portanto, na prática, não podemos prever a amplitude.

No entanto, os modelos inflacionários fornecem uma previsão muito clara do espectro dessas flutuações. Com isso, quero dizer uma mudança na intensidade das vibrações, dependendo do comprimento de onda. O espectro aqui significa o mesmo que para o som, exceto que é preciso considerar o comprimento de onda, não a frequência, porque essas ondas não oscilam de fato. Mas eles têm comprimentos de onda exatamente como as ondas sonoras, e se falarmos sobre a intensidade de diferentes comprimentos de onda, a idéia do espectro é realmente a mesma do som.



Pode ser medido. Essas não são as últimas medidas, são as últimas medidas para as quais tenho um gráfico. A linha vermelha é uma previsão teórica. Pontos pretos são medições reais. São dados de sete anos do WMAP. É difícil expressar o quão feliz fiquei quando vi essa curva.



Eu também tenho gráficos do que outras teorias prevêem. Por algum tempo, por exemplo, as pessoas ficaram muito sérias com a ideia de que as inomogeneidades que vemos no Universo, essas flutuações, foram possivelmente causadas pela formação aleatória das chamadas cordas cósmicas que se formaram em transições de fase no Universo primitivo. Naturalmente, essa era uma ideia viável, mas, logo que essa curva foi medida, verificou-se que a previsão de cordas cósmicas não se parecia nada com isso. Desde então, eles foram excluídos como fonte de flutuações de densidade no universo. Vários outros modelos também são mostrados aqui. Não vou perder tempo com eles, porque há outras coisas sobre as quais quero falar.


De qualquer forma, este é um sucesso indiscutível. E esses são os dados mais recentes. São dados do satélite Planck, lançado em março do ano passado. Eu não o tenho no gráfico na mesma escala, mas, novamente, você vê uma curva teórica baseada na inflação e em pontos que mostram dados com uma pequena quantidade de erros. Correspondência absolutamente clara.

ALUNO: o que aconteceu com a teoria da inflação depois que descobriram a energia escura? Ela mudou significativamente?

PROFESSOR: a teoria mudou?

ALUNO: havia outra curva no gráfico anterior.

PROFESSOR: Em relação à inflação sem energia escura. Eu acho que a teoria da inflação não é muito diferente para essas duas curvas, mas a curva que você vê hoje é o resultado da inflação e da evolução que ocorreu desde então. E é a evolução que ocorreu desde então que faz uma grande diferença entre essas curvas.

Assim, a teoria da inflação não deveria ter mudado muito. E ela realmente não mudou. Mas, é claro, a curva parece muito melhor depois que a energia escura foi descoberta, porque a densidade de massa correta ficou conhecida, e gradualmente obtivemos mais e mais dados sobre essas flutuações, que se encaixam perfeitamente no que a inflação prevê.


Agora quero passar à idéia do multiverso. Vou tentar revisar rapidamente para podermos terminar. Ainda não tentaremos entender todos os detalhes agora, então vou falar sobre alguns deles nos 10 minutos restantes da palestra. Quero falar um pouco sobre como a inflação leva à ideia de um multiverso. Voltaremos a isso no final do curso, e é certamente um aspecto empolgante da inflação.

O material gravitacionalmente repulsivo que cria inflação é metaestável, como dissemos. Está terminando. Isso significa que, se você estiver em um local onde a inflação ocorre e se perguntar qual é a probabilidade de ocorrer um pouco mais tarde, essa probabilidade diminui exponencialmente - cai pela metade para cada duplicação, cada meia-vida. Mas, ao mesmo tempo, o volume de qualquer área inflada também está crescendo exponencialmente, devido à inflação. De fato, em qualquer modelo inflacionário razoável, o crescimento é muito mais rápido que a decadência. Se você observar a área que está inchando, se esperar a meia-vida, metade do volume dessa área não aumentará mais, de acordo com a definição de meia-vida. Mas a metade restante será significativamente maior que o volumecom o qual começamos. Esse é o ponto inteiro.

Esta é uma situação muito incomum, porque parece não ter fim. A área que está inchando fica cada vez maior, mesmo quando se divide, porque a expansão é mais rápida que a decadência. Isso leva ao fenômeno da inflação perpétua. O tamanho da região do inchaço aumenta com o tempo, apesar do fato de a matéria inchar. Isso leva ao que chamamos de inflação perpétua. Eterno aqui significa eterno no futuro, tanto quanto podemos julgar, mas não eterno no passado. A inflação começa em algum momento finito, mas, assim que começa, continua para sempre.

Sempre que parte dessa região inchada passa por uma transição de fase e se torna normal, localmente se parece com um Big Bang. Nosso Big Bang é um desses eventos locais, e o universo formado por qualquer um desses eventos locais, onde uma região em expansão decai, é chamado de universo de bolso. Pocket simplesmente porque existem muitos universos na escala desse multiverso. Eles são de certa forma pequenos, embora tenham o mesmo tamanho do universo em que vivemos. E nosso universo é um desses universo de bolso.

Assim, em vez de um universo único, a inflação produz um número infinito deles. Isso é o que chamamos de multiverso. Vale ressaltar que a palavra multiverso também é usada em outros contextos e outras teorias, mas a inflação, na minha opinião, é a maneira mais plausível de construir um multiverso. É isso que a maioria dos cosmólogos quer dizer quando falam sobre o multiverso.


Qual é o lugar da energia escura aqui? Ela desempenha um papel muito importante. Em 1998, dois grupos de astrônomos descobriram independentemente que o universo agora está se expandindo com aceleração. Agora sabemos que o universo se expandiu rapidamente nos últimos cinco bilhões de anos em 14 bilhões de anos da história do universo. Houve um período em que a expansão desacelerou para cinco bilhões de anos atrás. A conseqüência disso é que a inflação está realmente acontecendo hoje. Essa expansão acelerada do universo que vemos é muito semelhante à inflação, e realmente a interpretamos como um tipo semelhante de física. Acreditamos que foi causado por algum tipo de pressão negativa, assim como a inflação foi causada por pressão negativa.

Este assunto, que aparentemente ocupa espaço e tem pressão negativa, chamamos energia escura. A energia escura é simplesmente, por definição, algo, seja o que for, que causa essa aceleração. Alguém pode perguntar: o que é realmente energia escura? A resposta mais segura para isso é que ninguém sabe. No entanto, existe o candidato mais provável. O candidato mais provável, e outros candidatos, não são muito diferentes dele, apenas que a energia escura é a energia do vácuo. A energia do vazio. Pode ser surpreendente que o vazio possa ter energia. Mas vou lhe contar, e isso não é tão surpreendente.

Mas se a energia escura é simplesmente energia de vácuo, é totalmente consistente com tudo o que sabemos sobre a natureza da expansão do universo que podemos medir.

ALUNO: por que apenas nos últimos cinco bilhões de anos o universo começou a se expandir rapidamente?

PROFESSOR: Agora posso explicar isso. Agora que eu disse que provavelmente há energia a vácuo, posso lhe dar uma resposta. A resposta é que a energia do vácuo não muda com o tempo, porque é simplesmente a energia do vácuo. É o mesmo que eu disse sobre a densidade de energia durante a inflação. É apenas uma constante. Ao mesmo tempo, a matéria comum se torna mais descarregada à medida que o universo se expande, diminuindo sua densidade em proporção ao cubo do tamanho do universo.

Aconteceu que antes dos últimos cinco bilhões de anos no universo, a matéria comum dominava, o que criava uma gravidade atraente e fazia o universo desacelerar. Porém, cerca de cinco bilhões de anos atrás, a matéria no universo ficou tão descarregada que a matéria comum deixou de dominar a energia do vácuo, e a energia do vácuo começou a causar aceleração. A energia do vácuo estava o tempo todo, causando repulsa, mas foi dominada pela atração da gravidade da matéria comum até os últimos cinco bilhões de anos.


Agora eu quero falar, por que pode haver algo no vazio? Por que o vazio pode ter energia? A resposta é realmente bastante clara para os físicos hoje. O vácuo quântico, em contraste com o vácuo clássico, é um estado muito complexo. Não está vazio. Este é realmente um conjunto complexo de vibrações a vácuo. Acreditamos que existe até um campo chamado Higgs, sobre o qual você provavelmente já ouviu falar, e que, em média, possui um valor diferente de zero no vácuo. Coisas como um campo eletromagnético flutuam constantemente no vácuo devido ao princípio da incerteza, o que leva à presença de densidade de energia nessas flutuações.

Portanto, até onde sabemos, não há razão para a energia do vácuo ser zero. Mas isso não significa que entendemos qual é o seu significado. Hoje, o verdadeiro problema do ponto de vista da física fundamental não é descobrir por que o vácuo pode ter uma densidade de energia diferente de zero. O problema é entender por que é tão pequeno. Por que isso é um problema? A teoria quântica de campos, que não estudaremos em detalhes, diz que, por exemplo, o campo eletromagnético está constantemente oscilando. Isto é devido ao princípio da incerteza. Essas vibrações podem ter qualquer comprimento de onda. E cada comprimento de onda contribui para a densidade de energia das flutuações de vácuo.

No entanto, não há menor comprimento de onda. Em uma caixa de qualquer tamanho, há o maior comprimento de onda, mas não o menor. Acontece que, quando tentamos calcular a densidade da energia do vácuo na teoria quântica de campos, ela diverge do lado de comprimentos de onda curtos. Torna-se literalmente interminável, pois um cálculo formal mostra que todos os comprimentos de onda contribuem e o menor comprimento de onda não existe.

O que isso significa na física real? Acreditamos que isso não é necessariamente um problema com nosso entendimento da teoria quântica de campos. De fato, acreditamos que isso é apenas uma limitação do alcance em que nossas suposições são verdadeiras. Obviamente, a teoria quântica funciona extremamente bem quando é testada em laboratório. Pensamos que em comprimentos de onda muito curtos, algo deve limitar esse infinito. Um bom candidato para limitar o infinito em comprimentos de onda curtos são os efeitos da gravidade quântica, que não entendemos.

Assim, uma maneira de estimar a verdadeira densidade de energia prevista pela teoria quântica de campos é limitar os comprimentos de onda nas escalas de Planck, a escala de energia, a escala de comprimento associada à gravidade quântica, isto é cerca de ^10-33centímetros. Se você fizer isso, poderá calcular a densidade de energia do campo eletromagnético do vácuo e obter um número finito. Mas é muito grande. Não difere por um número pequeno, mas muito. São mais de 120 ordens de magnitude. Assim, não entendemos por que a energia a vácuo é o que é, porque nossas estimativas simples dizem que deve ser 120 ordens de magnitude a mais.

Devo dizer que ainda há uma saída. A energia que calculamos aqui é apenas uma das contribuições para a energia total do vácuo. Também existem contribuições negativas. Se calcularmos a flutuação do campo de elétrons, sua contribuição para a energia será negativa. Em princípio, é possível que essas contribuições se compensem exatamente ou quase exatamente, mas não sabemos por que elas deveriam fazer isso. Assim, há uma grande questão sobre a previsão teórica da densidade de energia do vácuo.


Agora, quero falar um pouco sobre a paisagem da teoria das cordas, que pode ser uma possível explicação para a pequenez da energia do vácuo. Esta é apenas uma explicação possível, tudo é muito especulativo aqui. Mas uma explicação possível para essa energia de vácuo muito pequena que estamos observando combina a idéia de inflação perpétua e teoria das cordas. É baseado na idéia de que a teoria das cordas não possui um vácuo único. Por muitos anos, os teóricos tentaram, sem sucesso, encontrar um vácuo na teoria das cordas. Eles simplesmente não conseguiam entender como a teoria das cordas deveria parecer um vácuo.

E então, há pouco mais de dez anos, muitos teóricos das cordas começaram a se unir em torno da ideia de que talvez não encontrassem um vácuo, porque não existe um vácuo único para a teoria das cordas. Em vez disso, agora afirmam que há um grande número, consideram números como ^10.500 , um grande número de estados metaestáveis ​​que duram muito, qualquer um dos quais pode parecer um vácuo por um longo período de tempo, mesmo que possa eventualmente se deteriorar ou vá para um dos outros estados metaestáveis. Isso é chamado de paisagem da teoria das cordas. Esse enorme conjunto de estados de vácuo, qualquer um dos quais pode ser um vácuo, que, por exemplo, preenche algum tipo de universo de bolsos.

Se combinarmos isso com a idéia de inflação perpétua, podemos concluir que, durante a inflação perpétua, provavelmente, todos esses ^10.500 ou mais tipos de vácuo surgirão . Ou seja, diferentes universos de bolso em si mesmos terão diferentes tipos de vácuo criados aleatoriamente. Então teremos um multiverso, que consistirá em muitos, até ^10.500 graus ou mais tipos diferentes de vácuo em diferentes universos de bolso.

Com essa suposição, a teoria das cordas é a suposta lei da física que governa tudo. Mas se você vivesse em um desses universos de bolso, na verdade veria as leis da física que eram muito diferentes das leis de outros universos de bolso. O fato é que a física que realmente vemos e medimos é física de baixa energia comparada com a escala de energia da teoria das cordas. Vemos apenas pequenas flutuações na estrutura do vácuo em que vivemos.

Portanto, as partículas que vemos - elétrons e quarks, que se combinam em prótons e nêutrons, podem ser características de nosso universo particular de bolsões. Em outros universos de bolsas, pode haver tipos completamente diferentes de partículas, que são vibrações de outros tipos de vácuo. Portanto, mesmo que as leis da física sejam as mesmas em todo lugar - as leis da teoria das cordas, na prática as leis da física observadas podem variar muito de um universo de bolsos para outro. Em particular, devido ao fato de que em universos diferentes existe um vácuo diferente, a densidade de energia de um vácuo pode ser diferente em universos diferentes. E isso dá uma resposta possível a por que a energia de vácuo observada é tão pequena.

Falaremos sobre isso na próxima vez.