Нов космологичен модел предполага, че ранната Вселена може да е формирала първите зародиши на галактики и други мащабни структури, без да се налага използването на хипотетичното скаларно поле, което обикновено се привежда в обясненията за инфлацията (или ранното бързо разширяване).

Космологията е науката, която изучава произхода, еволюцията и мащабните структури на Вселената. В продължение на десетилетия космолозите работят с инфлационната парадигма, според която Вселената се е разширявала изключително бързо за част от секундата, малко след своето начало. Тази идея помага да се обясни как малките разлики в плътността в младата Вселена са могли в крайна сметка да се превърнат в галактики, галактични купове и други структури, които наблюдаваме днес.

Инфлацията не е един-единствен модел. Съществуват много версии, които могат да съдържат променливи величини, известни като свободни параметри. Тези параметри могат да се променят в рамките на даден модел, за да съответстват на наблюденията. Това създава научен проблем, тъй като затруднява преценката дали даден модел наистина предсказва това, което учените ще наблюдават, или просто се настройва, за да съответства на наличните данни.

Новото предложение възприема различен подход. То започва със състояние, известно като пространство на Де Ситер, което описва пространство-времето, претърпяващо бързо разширяване. Пространството на Де Ситер е свързано и с настоящите описания на тъмната енергия, която е свързана с наблюдаваното ускорено разширяване на Вселената.

Изследователите не използват отделно хипотетично скаларно поле, което да задвижва това разширяване. В много модели на инфлацията това поле се нарича инфлатон. Скаларното поле е физическо поле, чиято стойност може да варира от едно място на друго. Инфлатонът е предложено поле, което в тези модели осигурява енергията, необходима за задвижване на инфлацията, и е свързано също така с флуктуациите, които по-късно се превръщат в космическа структура.

Новият модел не изисква инфлатон. Вместо това той започва с квантови флуктуации в пространство-времето. Квантовата механика – теорията, използвана за описание на природата в много малки мащаби – допуска наличието на флуктуации дори когато системата се намира в състоянието си с най-ниска енергия. В ранната Вселена тези малки флуктуации биха могли да имат ефекти, които са придобили значение на много по-големи разстояния с разширяването на Вселената.

Изследователите се фокусират върху колебанията в самото пространство-време. Те се проявяват като гравитационни вълни, които представляват вълни в геометрията на пространство-времето. Моделът предлага, че тези колебания могат да взаимодействат помежду си и да генерират друг вид колебания.

Те се наричат скаларни пертурбации. Казано по-просто, това са малки вариации в плътността на ранната Вселена. Те са важни, защото областите, които са се различавали леко по плътност, по-късно са могли да се превърнат, под въздействието на гравитацията, в галактиките и по-големите структури, които съставляват днешната Вселена.

Предполагаемият процес не протича директно. Изследователите твърдят, че скаларните пертурбации се получават чрез ефекти от втори ред, което означава, че първоначалните флуктуации могат да взаимодействат помежду си и да създават допълнителни ефекти. В този случай тензорните флуктуации, които са свързани с гравитационните вълни, могат да генерират скаларни флуктуации.

Изследователите изчислиха спектъра на мощността на тези скаларни флуктуации. Спектърът на мощността е начин да се опише колко силни са флуктуациите при различни размери или мащаби. Той помага на учените да изучават общата картина на ранната Вселена, без да се налага да проследяват всяка отделна галактика или област от Космоса. Резултатите показват, че моделът дава спектър, съвместим с почти пълна мащабна инвариантност. Това означава, че флуктуациите имат почти еднаква сила в широк диапазон от размери. Моделът с почти пълна мащабна инвариантност е характеристика, срещана и в много инфлационни модели, и е съвместим с наблюденията на ранната Вселена.

Изследователите определят също така условията, при които скаларните флуктуации стават значителни и много по-големи от тензорните флуктуации, които са ги породили. Това е важно, тъй като скаларните пертурбации осигуряват разликите в плътността, необходими за по-късното формиране на космическата структура, докато тензорните пертурбации съответстват на гравитационните вълни.

Моделът предлага също така възможно обяснение за това как би могъл да приключи периодът на бързото разширяване. Изследователите предлагат естествен преход към фаза, доминирана от радиацията – период, в който радиацията е играла основна роля в контролирането на разширяването на Вселената. Това означава, че моделът не се нуждае от отделен, зависим от модела механизъм, за да сложи край на инфлацията.

Раул Хименес заявява: „От десетилетия се опитваме да разберем ранните моменти от съществуването на Вселената, като използваме модели, базирани на елементи, които никога не сме наблюдавали“. Той добави: „Това, което прави това предложение вълнуващо, е неговата простота и проверимост. Ние не добавяме спекулативни елементи, а по-скоро демонстрираме, че гравитацията и квантовата механика може би са достатъчни, за да обяснят как е възникнала структурата на Космоса“.

Следователно основната идея е сравнително ясна, въпреки че физиката зад нея е сложна. Вместо да въвеждат инфлатон и да избират свойствата на това поле, изследователите задават въпроса дали ранната Вселена би могла да е генерирала собствената си структура чрез квантови флуктуации в гравитацията.

Това променя и начина, по който се описва произходът на космическата структура. В предложения модел първо се появяват гравитационновълнови флуктуации. Чрез взаимодействията си те пораждат скаларни пертурбации. Тези разлики в плътността могат след това да нарастват с течение на времето, тъй като гравитацията привлича все повече материя към по-плътните области. В крайна сметка този процес може да доведе до образуването на галактики, звезди и планети.

Моделът е създаден така, че да дава предсказания, които могат да бъдат проверени. Важен източник на информация е космическото микровълново фоново излъчване или МФИ. МФИ е най-старата светлина, която може да бъде наблюдавана, и съдържа информация за условията в ранната Вселена. Неговите малки вариации в температурата и други свойства позволяват на учените да изследват флуктуациите, които са съществували, когато Вселената е била много по-млада.

Измерванията на гравитационните вълни биха могли да предоставят още един начин за проверка на хипотезата. Учените търсят сигнали, които биха могли да разкрият информация за ранната Вселена, включително възможни гравитационни вълни, генерирани по време на най-ранните ѝ етапи. Наблюденията на разпределението на материята във Вселената също могат да бъдат сравнени с предсказанията, направени от различни космологични модели.

Това не означава, че новото предложение е доказало, че инфлационната теория е погрешна. Става дума за теоретична алтернатива, която все още трябва да бъде проверена. Нейното значение ще зависи от това дали предсказанията ѝ съвпадат с бъдещи наблюдения.

Ако наблюденията потвърдят модела, той би могъл да даде обяснение за произхода на космическата структура, без да се налага използването на инфлатон или друго хипотетично поле. Ако предсказанията му не съвпадат с наблюденията, моделът би могъл да бъде отхвърлен. Следователно предложението се фокусира върху един основен въпрос в космологията: дали гравитацията и квантовата механика, без допълнителни хипотетични елементи, могат да обяснят как миниатюрните разлики в ранната Вселена са се превърнали в сложната структура, която наблюдаваме днес.

За читателите без познания по физика основната идея е, че изследователите се опитват да обяснят началото на космическата структура, използвайки по-малко предположения. Вместо да се започне с ненаблюдавано поле и да се коригират неговите свойства, моделът започва с пространството на Де Ситер и квантовите флуктуации в пространство-времето. Тези флуктуации могат да породят гравитационни вълни, които от своя страна могат да генерират вариациите в плътността, необходими за образуването на галактики и по-големи структури.

Идеята остава теоретично предложение, а наблюденията в крайна сметка ще определят доколко добре работи тя. Възможността за проверка е ключова част от изследването, тъй като бъдещите измервания на гравитационните вълни, космическото микровълново фоново излъчване и разпределението на материята биха могли или да подкрепят предсказанията ѝ, или да покажат, че моделът трябва да бъде отхвърлен.

Снимка: Unsplash 

Виж още: Дизайн, параметри, цени и още: всичко, което знаем за PlayStation 6 на едно място (ВИДЕО)