:.www.nemroth.prv.pl - Welcome in my Heaven.:

Z ogólnej teorii względności wynika, że czasoprzestrzeń rozpoczęła się od osobliwości typu wielkiego wybuchu, a jej koniec nastąpi, gdy cały wszechświat skurczy się do punktu albo gdy lokalny region ulegnie grawitacyjnemu zapadnięciu i powstanie osobliwość wewnątrz czarnej dziury. Materia wpadająca do wnętrza czarnej dziury ulega zniszczeniu jedynym jej śladem jest grawitacyjne oddziaływanie masy na obiekty na zewnątrz czarnej dziury. Jeśli natomiast wziąć pod uwagę również efekty kwantowe, to wydaje się, iż materia w końcu wraca do wszechświata, a czarna dziura paruje i znika wraz z zawartą w niej osobliwością. Czy efekty kwantowe mogą mieć równie dramatyczny wpływ na wielki wybuch oraz na końcową osobliwość? Co naprawdę dzieje się w bardzo wczesnym i bardzo późnym okresie ewolucji wszechświata, kiedy pole grawitacyjne jest tak silne, że nie można po-; minąć efektów kwantowo-grawitacyjnych? Czy wszechświat naprawdę ma początek i koniec? A jeśli tak, to czym one są? W latach siedemdziesiątych zajmowałem się głównie czarnymi dziurami. Problemem pochodzenia i losu wszechświata zainteresowałem się w 1981 roku, gdy uczestniczyłem w konferencji na temat kosmologii, zorganizowanej przez jezuitów w Watykanie. Kościół katolicki popełnił i ogromny błąd w sprawie Galileusza, gdy ogłosił kanoniczną odpowiedź |na pytanie naukowe, deklarując, iż Słońce obraca się wokół Ziemi. Tym l razem, parę wieków później, Kościół zdecydował się zaprosić grupę ekspertów i zasięgnąć ich rady w sprawach kosmologicznych. Pod koniec konferencji papież przyjął jej uczestników na specjalnej audiencji. Powiedział nam wówczas, że swobodne badanie ewolucji wszechświata

po wielkim wybuchu nie budzi żadnych zastrzeżeń, lecz od zgłębiania samego wielkiego wybuchu należy się powstrzymać, gdyż chodzi tu o akt stworzenia, a tym samym akt Boży. Byłem wtedy bardzo zadowolony, iż nie znał on tematu mego wystąpienia na konferencji mówiłem bowiem o możliwości istnienia czasoprzestrzeni skończonej, lecz pozbawionej brzegów, czyli nie mającej żadnego początku i miejsca na akt stworzenia. Nie miałem najmniejszej ochoty na to, by podzielić los Galileusza, z którego postacią łączy mnie silna więź uczucie swoistej identyfikacji, częściowo z racji przypadku, który sprawił, że urodziłem się dokładnie 300 lat po jego śmierci!

Aby zrozumieć, w jaki sposób mechanika kwantowa może zmienić nasze poglądy na powstanie i historię wszechświata, należy najpierw zapoznać się z powszechnie akceptowaną historią wszechświata, zgodną z tak zwanym gorącym modelem wielkiego wybuchu. Zakłada się w nim, że wszechświat od wielkiego wybuchu ma geometrię czasoprzestrzeni Friedmanna. W miarę rozszerzania się wszechświata promieniowanie i materia stygną. (Gdy promień wszechświata wzrasta dwukrotnie, to temperatura spada o połowę). Ponieważ temperatura jest niczym innym jak miarą średniej energii lub prędkości cząstek, to ochładzanie się wszechświata wywiera poważny wpływ na materię. W bardzo wysokiej temperaturze cząstki poruszają się tak szybko, że łatwo pokonują działanie sił jądrowych lub elektromagnetycznych, gdy jednak temperatura spada, cząstki przyciągające się wzajemnie zaczynają się łączyć. Co więcej, również istnienie pewnych rodzajów cząstek zależy od temperatury. W dostatecznie wysokiej temperaturze cząstki mają tak wielką energię, że w ich zderzeniach tworzy się wiele par cząstka - anty cząstka, i choć niektóre z tych cząstek anihilują w zderzeniach z anty cząstkami, proces ich produkcji jest szybszy niż proces anihilacji. W niskiej temperaturze natomiast zderzające się cząstki mają niską energię, pary cząstka - antycząstka tworzą się wolniej i anihilacja staje się wydajniejsza od produkcji.

W chwili wielkiego wybuchu wszechświat miał zerowy promień, a zatem nieskończenie wysoką temperaturę. W miarę jak wzrastał promień wszechświata, temperatura promieniowania spadała. W sekundę po wielkim wybuchu wynosiła około 10 miliardów stopni. Temperatura we wnętrzu Słońca jest około tysiąca razy niższa, podobnie wysoką temperaturę osiąga się natomiast w wybuchach bomb wodorowych. W tym czasie wszechświat zawierał głównie fotony, elektrony i neutrina (niezwykle lekkie cząstki oddziałujące tylko za pośrednictwem sił słabych

i grawitacyjnych), ich antycząstki, oraz niewielką liczbę protonów i neutronów. W miarę rozszerzania się wszechświata i spadku temperatury malało tempo produkcji par elektron - antyelektron, aż wreszcie stało się wolniejsze niż tempo anihilacji, tworząc fotony; ocalały tylko nieliczne elektrony. Natomiast neutrina i antyneutrina nie zniknęły, ponieważ oddziałują ze sobą zbyt słabo. Powinny one istnieć po dziś dzień; gdybyśmy potrafili je wykryć, uzyskalibyśmy wspaniałe potwierdzenie naszkicowanego tutaj obrazu wczesnej historii wszechświata. Niestety, neutrina te mają zbyt niską energię, by można je było wykryć bezpośrednio. Jeśli jednak mają małą, lecz różną od zera masę, jak to sugeruje nie potwierdzony eksperyment rosyjski z 1981 roku, moglibyśmy wykryć je pośrednio. Mianowicie mogą one stanowić część ciemnej materii", której grawitacyjne przyciąganie jest dostatecznie silne, by powstrzymać ekspansję wszechświata i spowodować jego skurczenie się.

Mniej więcej w sto sekund po wielkim wybuchu temperatura spadła do miliarda stopni; taka temperatura panuje we wnętrzach najgorętszych gwiazd. W tej temperaturze protony i neutrony mają zbyt małą energię, aby pokonać przyciągające siły jądrowe, zatem zaczynają się łączyć, tworząc jądra deuteru (ciężkiego wodoru), zawierające jeden proton i jeden neutron. Jądra deuteru łączą się z kolejnymi protonami i neutronami; w ten sposób powstają jądra helu, składające się z dwóch protonów i dwóch neutronów, oraz niewielka liczba cięższych jąder, między innymi litu i berylu. Można obliczyć, że według standardowego modelu wielkiego wybuchu około jednej czwartej wszystkich protonów i neutronów zużyte zostaje na produkcję helu oraz cięższych pierwiastków. Pozostałe neutrony rozpadają się na protony, będące jądrami zwykłych atomów wodoru.

Ten scenariusz rozwoju wszechświata w jego najwcześniejszym okresie zaproponował George Gamow w słynnej pracy z 1948 roku, napisanej wspólnie z jego studentem Ralphem Alpherem. Gamow, obdarzony autentycznym poczuciem humoru, przekonał fizyka jądrowego Hansa Bet-hego, by ten dodał swe nazwisko do listy autorów, dzięki czemu brzmiała ona: Alpher, Bethe, Gamow", prawie tak jak pierwsze trzy litery greckiego alfabetu: alfa, beta, gamma, co wyjątkowo dobrze pasuje do pracy o początkach wszechświata! W tej pracy Gamow i jego współpracownicy przedstawili również godną uwagi hipotezę, iż promieniowanie pochodzące z wczesnego, gorącego okresu ewolucji wszechświata powinno istnieć po dziś dzień, choć jego temperatura została zredukowana do paru stopni powyżej zera bezwzględnego. Właśnie to promieniowanie odkryli

Penzias i Wilson w 1965 roku. W czasach kiedy Alpher, Bethe i Gamow pisali swoją pracę, niewiele jeszcze wiedziano o reakcjach jądrowych między protonami i neutronami. Dlatego ich obliczenia wzajemnych proporcji różnych pierwiastków we wszechświecie nie były dokładne. Od tego czasu obliczenia te wielokrotnie powtórzono, uwzględniając postęp naszej wiedzy na temat reakcji jądrowych, i obecnie zgadzają się znakomicie z obserwacjami. Co więcej, jest bardzo trudno wytłumaczyć w jakikolwiek inny sposób, dlaczego właśnie tyle helu istnieje we wszechświecie. Wobec tego mamy niemal pewność, że nasz obraz rozwoju wszechświata jest poprawny, przynajmniej od jednej sekundy po wielkim wybuchu.

Po upływie zaledwie paru godzin od wielkiego wybuchu ustała produkcja helu i innych pierwiastków. Przez następny milion lat wszechświat po prostu rozszerzał się, bez żadnych godnych uwagi zdarzeń. W końcu temperatura spadła do paru tysięcy stopni; wtedy elektrony i jądra nie miały już dostatecznej energii, by pokonać przyciąganie elektryczne między nimi w rezultacie zaczęły łączyć się w atomy. Wszechświat jako całość w dalszym ciągu rozszerzał się i stygł, lecz regiony o nieco większej gęstości niż średnia rozszerzały się wolniej, gdyż dodatkowe przyciąganie grawitacyjne hamowało ich ekspansję. Takie obszary w pewnym momencie przestały się rozszerzać i zaczęły się kurczyć. Oddziaływanie z otaczającą je materią mogło zainicjować ich rotację. W miarę zapadania się obszaru o powiększonej gęstości wzrastała prędkość ruchu obrotowego podobnie łyżwiarz kręci się szybciej po złożeniu ramion wzdłuż tułowia. W końcu siła odśrodkowa zrównoważyła siłę ciążenia i kurczenie się ustało; w ten sposób powstały, przypominające dyski, rolujące galaktyki. Inne regiony, które nie zaczęły wirować, stały się owalnymi obiektami, zwanymi galaktykami eliptycznymi. Takie obszary przestały się zapadać, gdyż poszczególne ich części krążą wokół środka, choć galaktyka jako całość nie obraca się.

Z biegiem czasu hel i wodór w galaktykach zgromadził się w wielu mniejszych chmurach, które zaczęły zapadać się pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego. W miarę jak się kurczyły, wzrastała liczba zderzeń między atomami, czyli rosła temperatura, aż wreszcie stała się dostatecznie wysoka, by mogły się rozpocząć reakcje syntezy jądrowej. Reakcje te zmieniają wodór w hel, a uwolnione ciepło powoduje wzrost ciśnienia i powstrzymuje dalsze kurczenie się chmur gazu. Takie chmury utrzymują się w niezmienionej postaci przez długi czas są to po prostu gwiazdy podobne do naszego Słońca; spalają

one wodór w hel i wypromieniowują generowaną energię w postaci ciepła i światła. Gwiazdy o większej masie potrzebują wyższej temperatury, aby zrównoważyć swe ciążenie grawitacyjne, co powoduje o wiele szybszy przebieg reakcji jądrowych; w rezultacie takie gwiazdy zużywają swój zapas wodoru w ciągu zaledwie stu milionów lat. Następnie kurczą się nieco, wzrasta jeszcze ich temperatura i zaczyna się przemiana helu w cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen. Te procesy nie uwalniają jednak wiele energii, zatem kryzys wkrótce powtarza się, tak jak to opisałem w rozdziale o czarnych dziurach. Co dzieje się następnie, nie jest do końca jasne, ale najprawdopodobniej środkowa część gwiazdy zapada się, tworząc bardzo gęstą gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Zewnętrzne warstwy gwiazdy są nieraz odrzucane w potężnych eksplozjach zwanych wybuchami supernowych; ich jasność przekracza jasność wszystkich innych gwiazd w galaktyce. Część ciężkich pierwiastków wytworzonych w końcowych etapach ewolucji gwiazdy zostaje rozproszona w gazie w galaktyce i staje się surowcem do budowy gwiazd następnej generacji. Nasze Słońce zawiera około 2% ciężkich pierwiastków, gdyż jest gwiazdą drugiej lub trzeciej generacji, uformowaną około pięciu miliardów lat temu z chmury gazu zawierającego resztki wcześniejszych supernowych. Większość gazu należącego do tej chmury została zużyta na budowę Słońca lub uległa rozproszeniu, lecz pewna ilość ciężkich pierwiastków zgromadziła się, tworząc planety okrążające Słońce, takie jak Ziemia.

Początkowo Ziemia była bardzo gorąca i nie miała atmosfery; później ostygła i uzyskała atmosferę, która powstała z gazów wydostających się ze skał. We wczesnej atmosferze nie moglibyśmy przetrwać. Nie zawierała w ogóle tlenu, obecne w niej były natomiast liczne gazy trujące, na przykład siarkowodór (gaz nadający zapach zepsutym jajkom). Istnieją jednak prymitywne formy życia, które pienią się bujnie w takich warunkach. Uważa się, że mogły one rozwinąć się w oceanach, być może wskutek przypadkowego zgromadzenia się atomów w większe struktury zwane makromolekułami, zdolne do łączenia innych atomów w podobne układy. Makromolekuły zdolne były do reprodukcji i rozmnażania się. Przypadkowe błędy w reprodukcji z reguły uniemożliwiały dalsze rozmnażanie się makromolekuły i powodowały jej zgubę. Jednakże niektóre z tych błędów prowadziły do powstania nowych makromolekuł, rozmnażających się jeszcze sprawniej. Te zyskiwały przewagę i wypierały oryginalne makromolekuły. W ten sposób rozpoczął się proces ewolucji, która doprowadziła do powstania skomplikowanych, samoreprodukujących się organizmów. Pierwsze prymitywne formy życia żywiły się różnymi materiałami, z siarkowodorem włącznie, i wydalały tlen. To stopniowo doprowadziło do zmiany składu atmosfery i pozwoliło na rozwój wyższych form życia, takich jak ryby, gady, ssaki i, ostatecznie, ludzie.

Taki obraz wszechświata, początkowo gorącego, następnie rozszerzającego się i stygnącego, zgadza, się ze wszystkimi obserwacjami, jakimi obecnie dysponujemy. Niemniej jednak na wiele pytań nie potrafimy wciąż jeszcze odpowiedzieć:

1. Dlaczego wczesny wszechświat był tak gorący?

2. Dlaczego wszechświat jest jednorodny w dużych skalach? Dlaczego wygląda tak samo z każdego punktu i w każdym kierunku? W szczególności, dlaczego temperatura mikrofalowego promieniowania tła jest tak dokładnie jednakowa, niezależnie od kierunku obserwacji? Przypomina to trochę egzaminy studentów: jeśli wszyscy podali takie same odpowiedzi, to można być pewnym, że porozumiewali się między sobą. Ale w modelu przedstawionym powyżej światło nie miało od wielkiego wybuchu dość czasu, by przedostać się z jednego odległego regionu do drugiego, nawet gdy regiony te były położone blisko siebie we wczesnym wszechświecie. Zgodnie z teorią względności, jeśli światło nie mogło przedostać się z jednego regionu do drugiego, to nie mogła przedostać się tam również żadna informacja w jakiejkolwiek innej postaci. Wobec tego nie było żadnego sposobu wyrównania temperatury różnych regionów we wczesnym wszechświecie; z jakiegoś niezrozumiałego powodu musiały mieć one od początku temperaturę jednakową.

3. Dlaczego początkowe tempo ekspansji było tak bardzo zbliżone do tempa krytycznego, że nawet dzisiaj, po ponad 10 miliardach lat, wszechświat wciąż rozszerza się niemal w krytycznym tempie? (Tempo krytyczne odróżnia modele wiecznie rozszerzające się od tych, które ulegną skurczeniu). Gdyby początkowe tempo ekspansji było mniejsze o jedną tysięczną jednej milionowej jednej milionowej procenta, to wszechświat już dawno zapadłby się ponownie.

4. Mimo że w dużych skalach wszechświat jest tak jednorodny, zawiera jednak lokalne nieregularności, takie jak gwiazdy i galaktyki. Uważamy, że powstały one wskutek niewielkich różnic gęstości między różnymi obszarami we wczesnym wszechświecie. Skąd wzięły się te fluktuacje gęstości?

Na te pytania nie można odpowiedzieć, opierając się wyłącznie na ogólnej teorii względności, gdyż wedle niej wszechświat rozpoczął się od wielkiego wybuchu, czyli stanu o nieskończonej gęstości. Ogólna teoria względności i wszelkie inne teorie fizyczne załamują się w osobliwościach: nie sposób przewidzieć, co nastąpi dalej. Jak wyjaśniłem powyżej, oznacza to, iż można równie dobrze wyeliminować z teorii wielki wybuch i zdarzenia go poprzedzające, gdyż nie mają one żadnego wpływu na nasze obserwacje. Taka czasoprzestrzeń miałaby brzeg mianowicie początek w chwili wielkiego wybuchu.

Wydaje się, że nauka odkryła zbiór praw, które z dokładnością ograniczoną przez zasadę nieoznaczoności mówią nam o tym, jak wszechświat rozwija się w czasie, jeśli znamy jego stan w pewnej chwili. Być może prawa fizyki zadekretował kiedyś Bóg, lecz wydaje się, iż od tego czasu pozostawił on świat w spokoju, pozwolił mu ewoluować wedle tych praw i nie ingeruje w ogóle w bieg wydarzeń. Pozostaje pytanie, w jaki sposób wybrał On stan początkowy wszechświata? Jakie były warunki brzegowe" na początku czasu?

Możliwa jest taka odpowiedź: Bóg wybrał stan początkowy, kierując się swymi własnymi powodami, których zgłębić nie mamy szans. Leżało to z całą pewnością w możliwościach Istoty Wszechmocnej, lecz jeśli zdecydował się On rozpocząć historię wszechświata w tak niezrozumiały sposób, to czemu jednocześnie pozwolił mu ewoluować według praw dla nas zrozumiałych? Cała historia nauki stanowi proces stopniowego docierania do zrozumienia, że zdarzenia nie dzieją się w dowolny sposób, lecz w zgodzie z pewnym porządkiem, który może, lecz nie musi, wywodzić się z boskiej inspiracji. Całkowicie naturalne byłoby założenie, iż odnosi się to nie tylko do praw rządzących rozwojem, ale też do warunków na brzegu czasoprzestrzeni, które wyznaczają początkowy stan wszechświata. Istnieje zapewne wiele modeli wszechświata zgodnych z prawami rozwoju i różniących się tylko warunkami początkowymi. Powinna istnieć jakaś zasada pozwalająca wybrać jeden stan początkowy, a tym samym jeden model opisujący wszechświat.

Jedną z możliwości są tak zwane chaotyczne warunki brzegowe. Hipoteza ta zakłada, że albo wszechświat jest nieskończony, albo istnieje nieskończenie wiele wszechświatów. Według hipotezy chaotycznych warunków brzegowych prawdopodobieństwo znalezienia jakiegoś określonego regionu przestrzeni w jakiejś konfiguracji zaraz po wielkim wybuchu jest takie samo jak prawdopodobieństwo odnalezienia go w każdej innej: stan początkowy wszechświata jest czysto przypadkowy. Oznacza to, że początkowo wszechświat był bardzo chaotyczny i nieregularny, gdyż takie konfiguracje są znacznie częstsze niż gładkie

i jednorodne. (Jeżeli wszystkie konfiguracje są równie prawdopodobne, to najprawdopodobniej wszechświat rozpoczął ewolucję od stanu chaotycznego i nieregularnego, ponieważ takich stanów jest o wiele więcej). Trudno jest zrozumieć, w jaki sposób z takiego stanu początkowego mógł wyłonić się obecny wszechświat, gładki i regularny w dużych skalach. Należałoby również oczekiwać, iż w takim modelu fluktuacje gęstości spowodowałyby powstanie większej liczby pierwotnych czarnych dziur, niż wynosi górny limit ustalony na podstawie obserwacji tła promieniowania gamma.

Jeżeli wszechświat jest rzeczywiście przestrzennie nieskończony lub jeżeli istnieje nieskończenie wiele wszechświatów, to prawdopodobnie gdzieś pojawił się region dostatecznie duży i gładki. Przypomina to znany przykład hordy małp walących w maszyny do pisania. Przytłaczająca większość tego, co napiszą", to śmieci, lecz niesłychanie rzadko, przez czysty przypadek, uda im się wystukać sonet Szekspira. Czy w wypadku wszechświata może być podobnie, czy jest możliwe, że żyjemy w obszarze gładkim i jednorodnym za sprawą ślepego trafu? Na pierwszy rzut oka wydaje się to bardzo mało prawdopodobne, gdyż takich regionów jest zdecydowanie mniej niż chaotycznych i nieregularnych. Przypuśćmy jednak, że gwiazdy i galaktyki mogły powstać tylko w gładkich obszarach i tylko tam warunki sprzyjały rozwojowi skomplikowanych, zdolnych do odtworzenia się organizmów, takich jak człowiek, które potrafią zadać sobie pytanie: dlaczego wszechświat jest tak gładki? Takie rozumowanie stanowi przykład zastosowania tak zwanej zasady antropicznej, którą można sparafrazować następująco: Widzimy świat taki, jaki jest, ponieważ istniejemy".

Istnieją dwie wersje zasady antropicznej, słaba i silna. Słaba wersja stwierdza, iż w dostatecznie dużym, być może nieskończonym w przestrzeni i (lub) czasie wszechświecie, warunki sprzyjające powstaniu inteligentnego życia istniały tylko w pewnych ograniczonych regionach czasoprzestrzeni. Wobec tego inteligentne istoty żyjące w takich regionach nie powinny być zdziwione, widząc, że ich otoczenie we wszechświecie spełnia warunki konieczne dla ich życia. Przypomina to sytuację bogacza żyjącego w zamożnej dzielnicy i nie widzącego nędzy.

Przykład zastosowania słabej zasady antropicznej to wyjaśnienie", dlaczego wielki wybuch zdarzył się 10 miliardów lat temu po prostu mniej więcej tak długi czas jest potrzebny na powstanie w drodze ewolucji inteligentnych istot. Jak wyjaśniłem powyżej, najpierw musiały

powstać gwiazdy pierwszej generacji. W tych gwiazdach część pierwotnego wodoru i helu uległa przemianie w węgiel i tlen, z których jesteśmy zbudowani. Gwiazdy pierwszej generacji wybuchały następnie jako supernowe, a ich resztki posłużyły jako materiał do budowy innych gwiazd i planet, podobnych do tworzących nasz Układ Słoneczny, który ma około pięciu miliardów lat. Przez pierwsze dwa miliardy lat swego istnienia Ziemia była zbyt gorąca, by mogły na niej powstawać jakiekolwiek skomplikowane struktury. Trzy miliardy lat zajął proces powolnej ewolucji biologicznej, który doprowadził do przemiany najprostszych organizmów w istoty zdolne do mierzenia czasu wstecz aż do wielkiego wybuchu.

Tylko nieliczni ludzie kwestionują poprawność lub użyteczność słabej zasady antropicznej. Niektórzy natomiast idą o wiele dalej i proponują silną wersję tej zasady. Wedle niej, istnieje wiele różnych wszechświatów lub różnych regionów jednego wszechświata, każdy ze swoimi warunkami początkowymi i, być może, ze swoim zbiorem praw fizycznych. W większości takich obszarów warunki nie sprzyjały powstawaniu i rozwojowi skomplikowanych organizmów; tylko w nielicznych, takich jak nasz, powstały inteligentne istoty zdolne do zadania pytania: Dlaczego wszechświat właśnie tak wygląda?" Odpowiedź jest prosta gdyby był inny, nas by tutaj nie było!

Prawa nauki, znane dzisiaj, zawierają wiele podstawowych stałych fizycznych, takich jak ładunek elektronu lub stosunek masy protonu do masy elektronu. Nie potrafimy, przynajmniej dziś, obliczyć tych stałych na podstawie jakiejś teorii, musimy wyznaczyć je doświadczalnie. Jest rzeczą możliwą, że pewnego dnia odkryjemy kompletną, jednolitą teorię, zdolną do przewidzenia wartości tych liczb, ale jest też możliwe, iż zmieniają się one w zależności od miejsca we wszechświecie lub że są różne w różnych wszechświatach. Warto zwrócić uwagę, że te wartości wydają się dobrane bardzo starannie, by umożliwić rozwój życia. Na przykład, jeśli ładunek elektronu byłby tylko nieco inny, gwiazdy albo nie byłyby w stanie spalać wodoru i helu, albo nie wybuchałyby pod koniec swego życia. Oczywiście, mogą istnieć inne formy inteligentnego życia o jakich nie śniło się nawet żadnemu autorowi powieści fantastycznych których powstanie i rozwój nie wymaga światła słonecznego ani ciężkich pierwiastków wytwarzanych w gwiazdach i wyrzucanych w trakcie wybuchów. Niemniej jednak wydaje się, iż stałe te można tylko nieznacznie zmienić bez wykluczenia możliwości powstania inteligentnego życia. Większość przypadkowych zbiorów

wartości stałych doprowadziłaby do powstania wszechświatów bardzo pięknych zapewne, lecz pozbawionych kogokolwiek zdolnego do podziwiania ich piękna. Można to uznać za dowód istnienia boskiego celu w stworzeniu i w wyborze praw natury lub za potwierdzenie silnej zasady antropicznej.

Można wysunąć wiele argumentów przeciw użyciu silnej zasady antropicznej do wyjaśnienia obserwowanego stanu wszechświata. Po pierwsze, w jakim sensie istnieją inne wszechświaty? Jeżeli są rzeczywiście oddzielone, to nie mogą mieć żadnego wpływu na nasz wszechświat. W takim wypadku powinniśmy przywołać zasadę ekonomii i wyeliminować je z rozważań. Jeśli natomiast są to tylko różne obszary pojedynczego wszechświata, to prawa fizyczne w nich muszą być takie same jak w naszym regionie, gdyż inaczej niemożliwe byłoby ciągłe przejście między różnymi obszarami. Wobec tego poszczególne obszary mogą się różnić tylko warunkami początkowymi i silna zasada zostaje zredukowana do słabej.

Po drugie, silna zasada antropiczna stoi w sprzeczności z całą historią rozwoju nauki. Od geocentrycznej kosmologii Ptolemeusza i jego poprzedników przez heliocentryczną kosmologię Kopernika i Galileusza doszliśmy do współczesnego obrazu wszechświata, w którym Ziemia jest średnią planetą, okrążającą przeciętną gwiazdę, położoną na skraju zwyczajnej galaktyki spiralnej, jednej z ponad miliona galaktyk w obserwowanej części wszechświata. A jednak silna zasada antropiczna głosi, iż ta cała konstrukcja istnieje po prostu dla nas. Trudno w to uwierzyć. Z pewnością Układ Słoneczny jest niezbędny dla naszego istnienia, można to również rozciągnąć na całą Galaktykę, pamiętając o gwiazdach wcześniejszej generacji, którym zawdzięczamy syntezę ciężkich pierwiastków. Ale wszystkie pozostałe galaktyki nie wydają się wcale konieczne ani też wszechświat wcale nie musi być tak jednorodny w dużych skalach, nie musi również wyglądać jednakowo we wszystkich kierunkach.

Zasada antropiczna, przynajmniej jej słaba wersja, byłaby bardziej zadowalająca, gdyby udało się pokazać, że wiele różnych sytuacji początkowych mogło doprowadzić do powstania takiego wszechświata, jaki dziś obserwujemy. Gdyby tak było, to wszechświat, który rozwinął się z pewnego przypadkowego stanu początkowego, powinien zawierać wiele obszarów gładkich i jednolitych, sprzyjających rozwojowi intelektualnego życia. Z drugiej strony, jeżeli stan początkowy wszechświata musiał być wybrany wyjątkowo precyzyjnie, aby doprowadzić

do pojawienia się wszechświata podobnego do tego, jaki widzimy wokół nas, to wszechświat powstały z przypadkowego stanu początkowego najprawdopodobniej nie zawierałby ani jednego regionu, w którym mogłoby powstać życie. W opisanym powyżej modelu wielkiego wybuchu, we wczesnym okresie rozwoju wszechświata brak było czasu, by ciepło mogło przepłynąć z jednego obszaru do drugiego. Oznacza to, że wszechświat w swym stanie początkowym musiał mieć wszędzie jednakową temperaturę, inaczej mikrofalowe promieniowanie tła nie mogłoby mieć identycznej temperatury we wszystkich kierunkach. Równie starannie należało dobrać początkową wartość tempa ekspansji, by po dziś dzień była ona niemal równa wartości krytycznej, potrzebnej do uniknięcia skurczenia się wszechświata. Oznacza to, że jeśli standardowy model wielkiego wybuchu jest poprawny aż do początkowej osobliwości, to stan początkowy wszechświata musiał być wybrany z nadzwyczajną precyzją. Byłoby bardzo trudno wyjaśnić, czemu wszechświat musiał rozpocząć swą ewolucję od takiego właśnie stanu, chyba że był to akt Boga, chcącego stworzyć istoty takie jak my.

Próbując zbudować model wszechświata, w którym wiele możliwych konfiguracji początkowych prowadziłoby do powstania kosmosu takiego, jaki dziś widzimy, Alan Guth, fizyk z Massachusetts Institute of Technology, wysunął sugestię, iż wczesny wszechświat przeszedł przez fazę bardzo szybkiego rozszerzenia. Ten okres szybkiej ekspansji nazywamy okresem inflacyjnym", aby podkreślić, że w tym czasie wszechświat rozszerzał się w tempie narastającym, a nie malejącym, jak dzisiaj. Według Gutha promień wszechświata wzrósł tysiąc miliardów miliardów miliardów razy (l i trzydzieści zer) w ciągu małego ułamka sekundy.

Zgodnie z koncepcją Gutha zaraz po wielkim wybuchu wszechświat był bardzo gorący i chaotyczny. Wysoka temperatura oznacza, iż cząstki poruszały się wyjątkowo szybko i miały bardzo dużą energię. Jak już wiemy, w takich warunkach należy oczekiwać unifikacji wszystkich sił, słabych, elektromagnetycznych i jądrowych w jedno oddziaływanie. W miarę jak wszechświat rozszerzał się i ochładzał, malała energia cząstek. W pewnym momencie nastąpiła przemiana fazowa i symetria między różnymi oddziaływaniami została złamana: oddziaływania silne zaczęły różnić się od słabych i elektromagnetycznych. Znanym przykładem przemiany fazowej jest zamarzanie ochłodzonej wody. Woda w stanie ciekłym jest symetryczna, ma takie same własności w każdym punkcie i w każdym kierunku. Ale gdy tworzą się kryształki lodu, zajmują określone pozycje i ustawiają się w pewnym kierunku. To łamie symetrię wody.

Postępując bardzo ostrożnie, można przechłodzić wodę, to znaczy obniżyć jej temperaturę poniżej temperatury krzepnięcia, nie powodując zamarzania. Guth wysunął sugestię, iż wszechświat mógł się zachować w podobny sposób: temperatura mogła spaść poniżej temperatury krytycznej bez złamania symetrii między siłami. Gdyby tak było, wszechświat znalazłby się w stanie niestabilnym, o energii większej, niż gdyby symetria została złamana. Dodatkowa energia powoduje jakby anty-grawitacyjne efekty objawia się tak, jak stała kosmologiczna wprowadzona przez Einsteina, gdy próbował zbudować statyczny model wszechświata. Ponieważ wszechświat już się rozszerza, tak jak w modelu wielkiego wybuchu, to odpychające działanie stałej kosmologicznej powoduje stały wzrost tempa ekspansji. Odpychające działanie stałej kosmologicznej przezwycięża przyciąganie grawitacyjne nawet w obszarach zawierających więcej materii niż wynosi średnia. A zatem również takie obszary ulegają inflacyjnemu rozszerzeniu. W miarę gwałtownego powiększania się wszechświata wzrasta odległość między cząstkami materii i kosmos staje się niemal próżny, choć wciąż znajduje się w stanie przechłodzonym. Wszelkie nieregularności obecne w stanie początkowym zostają wygładzone, podobnie jak znikają zmarszczki na powierzchni nadmuchiwanego balonika. Tak więc dzisiejszy, gładki i jednorodny wszechświat mógł powstać z wielu różnych, niejednorodnych stanów początkowych.

We wszechświecie, którego ekspansja uległa przyspieszeniu przez stałą kosmologiczną, a nie zwolnieniu przez przyciąganie grawitacyjne, światło miało dość czasu, aby przebyć drogę z jednego obszaru do drugiego we wczesnym okresie ewolucji. To umożliwiłoby wyjaśnienie problemu, czemu różne regiony we wszechświecie mają takie same własności. Co więcej, tempo ekspansji automatycznie przyjmuje wartość bliską wartości krytycznej, wyznaczonej przez gęstość materii w kosmosie. Możemy zatem wyjaśnić, czemu tempo ekspansji jest wciąż tak bliskie tempa krytycznego, nie musząc przyjmować założenia, że wartość początkowa tempa rozszerzania się wszechświata była bardzo starannie dobrana.

Koncepcja inflacji pozwala również zrozumieć, czemu we wszechświecie znajduje się tyle materii. W obszarze wszechświata dostępnym dla naszych obserwacji znajduje się około stu milionów miliardów miliardów miliardów miliardów miliardów miliardów miliardów miliardów (l i osiemdziesiąt zer) cząstek. Skąd się one wzięły? Odpowiedź brzmi, iż zgodnie z mechaniką kwantową cząstki mogą powstawać z energii, w postaci par cząstka - antycząstka. Ta odpowiedź natychmiast wywołuje następne pytanie a skąd wzięła się energia? Kolejna odpowiedź brzmi, że całkowita energia wszechświata jest dokładnie równa zeru. Energia materii jest dodatnia. Jednakże różne kawałki materii przyciągają się grawitacyjnie. Dwa kawałki materii znajdujące się blisko siebie mają mniejszą energię niż wówczas, gdy są oddalone, aby je bowiem odsunąć od siebie, musimy wydatkować energię, przeciwdziałającą sile ciążenia. W tym sensie pole grawitacyjne ma ujemną energię. Można wykazać, że we wszechświecie przestrzennie jednorodnym ujemna energia pola grawitacyjnego dokładnie równoważy dodatnią energię materii. Zatem całkowita energia wszechświata wynosi zero.

Dwa razy zero to również zero. Wszechświat może zatem podwoić ilość dodatniej energii i równocześnie podwoić zapas energii ujemnej bez naruszenia zasady zachowania energii. Proces ten nie zachodzi podczas normalnej ekspansji wszechświata, w trakcie której gęstość energii materii maleje. Dokonuje się wówczas, gdy rozszerzanie się wszechświata ma charakter inflacyjny, wtedy bowiem gęstość energii fazy przechłodzonej pozostaje stała: kiedy promień wszechświata wzrasta dwukrotnie, podwaja się zarówno dodatnia energia materii, jak i ujemna energia pola grawitacyjnego, suma więc pozostaje ta sama, równa zeru. W fazie inflacyjnej rozmiar wszechświata ogromnie wzrasta, wobec tego zasób dostępnej energii do produkcji cząstek staje się bardzo duży. Guth skomentował to następująco: Powiadają, że nie ma darmowych obiadów. Wszechświat jest najdoskonalszym darmowym obiadem".

Dzisiaj wszechświat nie rozszerza się w sposób inflacyjny. Jakiś mechanizm musiał wyeliminować olbrzymią efektywną stałą kosmologiczną i zmienić charakter ekspansji z przyśpieszonej na zwalnianą przez grawitację, taką jaką dzisiaj obserwujemy. W trakcie inflacyjnej ekspansji, w pewnej chwili musiała zostać złamana symetria między siłami, podobnie jak przechłodzona woda w końcu zamarza. Uwolniona dodatkowa energia fazy symetrycznej podgrzała wszechświat do temperatury niewiele niższej niż temperatura krytyczna, w której następuje przywrócenie symetrii między siłami. Wszechświat rozszerza się odtąd zgodnie ze zwykłym modelem wielkiego wybuchu, lecz teraz staje się zrozumiałe, czemu tempo jego ekspansji jest tak bliskie tempa krytycznego i dlaczego w różnych jego obszarach temperatura jest równa. Zgodnie z oryginalną koncepcją Gutha przemiana fazowa miała następować nagle, podobnie jak pojawienie się kryształków lodu w bardzo zimnej wodzie. Jego zdaniem, w obszarze starej fazy pojawiły się bąble" nowej fazy, ze złamaną symetrią, podobnie jak bąble pary w gotującej się wodzie. Bąble miały rosnąć i zderzać się ze sobą, aż w końcu cały wszechświat znalazł się w obszarze nowej fazy. Wielu fizyków, między innymi i ja, wskazało na istotny szkopuł związany z tą koncepcją: w trakcie inflacji wszechświat rozszerzał się tak szybko, że nawet gdyby bąble narastały z prędkością światła, to i tak nie połączyłyby się ze sobą. Wszechświat stałby się bardzo niejednorodny, gdyż pewne obszary wciąż znajdowałyby się w starej fazie, z symetrią między oddziaływaniami. Taki model nie zgadza się z obserwacjami.

W październiku 1981 roku pojechałem do Moskwy na konferencję poświęconą kwantowej grawitacji. Po konferencji miałem seminarium na temat modelu inflacyjnego i jego problemów w Instytucie Astronomicznym Sternberga. W tym okresie moje wykłady wygłaszał ktoś inny, gdyż większość ludzi nie rozumiała tego, co mówiłem, z powodu mej utrudnionej artykulacji. Tym razem jednak zabrakło czasu na przygotowanie seminarium i musiałem wygłosić je sam, a jeden z moich doktorantów powtarzał moje słowa. Wszystko poszło znakomicie i miałem zarazem lepszy kontakt z audytorium. Wśród obecnych na sali znajdował się pewien młody Rosjanin z Instytutu Lebiediewa w Moskwie, Andriej Linde. Wskazał on, iż kłopotu z niełączeniem się bąbli da się uniknąć, przyjmując, że bąble były tak wielkie, iż cały region wszechświata dostępny naszym obserwacjom mieścił się w pojedynczym bąblu. Aby tak było, przejście od fazy symetrycznej do fazy symetrii złamanej musiało dokonać się powoli wewnątrz jednego bąbla, to zaś okazuje się całkiem możliwe według teorii wielkiej unifikacji wszystkich oddziaływań. Pomysł Lindego był świetny, lecz później zdałem sobie sprawę, iż jego bąble musiały być większe niż cały wszechświat w tym czasie! Udało mi się wykazać, że w rzeczywistości przejście fazowe nastąpiłoby wszędzie jednocześnie, a nie tylko we wnętrzu bąbla. Taka przemiana fazowa prowadziłaby do powstania jednorodnego wszechświata, takiego, jaki obserwujemy. Ten pomysł bardzo mnie podniecił i przedyskutowałem go z jednym z moich studentów, łanem Mossem.

Jako przyjaciel Lindego znalazłem się jednak wkrótce w kłopocie, gdy jedno z czasopism naukowych zwróciło się do mnie z prośbą o recenzję jego pracy przed publikacją. Odpowiedziałem, że praca zawiera błąd związany z rozmiarami bąbli, ale sam pomysł powolnego przejścia

fazowego jest bardzo dobry. Doradziłem wydawcom, by opublikowali pracę w tej postaci, w jakiej ją otrzymali, gdyż wiedziałem, że jej poprawienie zajęłoby Lindemu co najmniej parę miesięcy, wszystkie bowiem przesyłki ze Związku Radzieckiego na Zachód muszą przejść przez radziecką cenzurę, niezbyt szybką i sprawną w ocenie prac naukowych. Znalazłem inne wyjście z sytuacji: napisałem wspólnie z Mossem krótki artykuł do tego samego czasopisma, w którym wskazaliśmy na problem związany z rozmiarami bąbli i pokazaliśmy, jak go rozwiązać. W dzień po powrocie z Moskwy poleciałem do Filadelfii, gdzie miałem odebrać medal Instytutu Franklina. Moja sekretarka, Judy Fella, użyła swego czaru, by przekonać British Airways, iż dla reklamy warto dać nam darmowe bilety na Concorde. Niestety, w drodze na lotnisko zostaliśmy zatrzymani przez ulewę i spóźniliśmy się na samolot. W końcu jednak dotarłem jakoś do Filadelfii i dostałem swój medal. Poproszono mnie przy okazji o wygłoszenie referatu na seminarium o modelu inflacyjnym, na Uniwersytecie Drexel w Filadelfii. Tak jak w Moskwie, mówiłem o problemach związanych z tym modelem.

W parę miesięcy później Paul Steinhardt i Andreas Albrecht z Uniwersytetu Pensylwańskiego wysunęli niezależnie od Lindego bardzo podobną ideę. Dlatego uważa się ich, wraz z Lindem, za autorów nowego modelu inflacyjnego", opartego na pomyśle powolnego przejścia fazowego. (Stary model inflacyjny to oryginalna sugestia Gutha szybkiego przejścia fazowego z tworzeniem się bąbli).

Nowy model inflacyjny to interesująca próba wyjaśnienia, dlaczego wszechświat jest taki, jaki jest. Niestety ja i jeszcze inni fizycy pokazaliśmy, iż model ten przewiduje w każdym razie w swej oryginalnej postaci większe zaburzenia temperatury promieniowania mikrofalowego, niż są obserwowane. Późniejsze prace podały w wątpliwość również zachodzenie we wczesnym wszechświecie przejścia fazowego o wymaganych własnościach. Według mnie nowy model inflacyjny jest obecnie martwy jako teoria naukowa, chociaż wielu ludzi, nie wiedząc jeszcze o jego śmierci, wciąż pisze prace na jego temat, tak jakby żył nadal. W 1983 roku Linde zaproponował lepszy model, zwany modelem chaotycznej inflacji. W tej teorii nie ma żadnego przejścia fazowego ani przechłodzenia. Istnieje zamiast tego pewne pole o spinie zerowym, które z powodu fluktuacji kwantowych przyjmuje dużą wartość w pewnych obszarach wszechświata. Energia pola działa w tych obszarach jak efektywna stała kosmologiczna powoduje grawitacyjne odpychanie, a wtedy rozszerzają się one w sposób inflacyjny.

W miarę ekspansji maleje powoli energia pola, aż w końcu inflacyjne rozszerzanie zostaje zastąpione zwykłym, takim jak w modelu wielkiego wybuchu. Wszechświat dziś obserwowany powstał w jednym z takich regionów. Ten model ma wszystkie zalety poprzednich modeli inflacyjnych, a obywa się bez wątpliwego przejścia fazowego i, co więcej, prowadzi do rozsądnych, to znaczy zgodnych z obserwacjami, fluktuacji temperatury mikrofalowego promieniowania tła.

Modele inflacyjne pokazały, iż obecny wszechświat mógł powstać z bardzo wielu różnych stanów początkowych. Jest to rezultat ważny, gdyż dowodzi, że początkowy stan wszechświata nie musiał być wybrany z wielką starannością. Wobec tego możemy jeśli chcemy posłużyć się słabą zasadą antropiczną, by wyjaśnić, czemu wszechświat wygląda tak, jak dzisiaj. Nie jest natomiast prawdziwe twierdzenie, że każda konfiguracja początkowa mogła doprowadzić do powstania takiego wszechświata. Aby się o tym przekonać, wystarczy wyobrazić sobie, że wszechświat dzisiaj jest w zupełnie innym stanie, na przykład bardzo niejednorodny i nieregularny. Następnie możemy odwołać się do znanych praw fizyki, by prześledzić ewolucję takiego wszechświata w czasie wstecz. Zgodnie z twierdzeniami o osobliwościach i taki model musiał rozpocząć się od wielkiego wybuchu. Jeśli teraz odwołamy się ponownie do praw fizyki i prześledzimy ewolucję kosmosu w czasie (tym razem w przód) dotrzemy do stanu niejednorodnego i nieregularnego, od którego rozpoczęliśmy. W ten sposób znaleźliśmy konfiguracje początkowe nie prowadzące do powstania wszechświata takiego, jaki dzisiaj obserwujemy. Zatem nawet modele inflacyjne nie tłumaczą, czemu stan początkowy nie został tak wybrany, by powstał zupełnie inny wszechświat. Czy musimy odwołać się do zasady antropicznej, by otrzymać wyjaśnienie? Czy nie był to po prostu tylko szczęśliwy traf? Taka odpowiedź wydaje się raczej rozpaczliwym rozwiązaniem, gdyż oznacza konieczność rezygnacji z wszelkich nadziei na zrozumienie porządku panującego we wszechświecie.

Do zrozumienia, jak wszechświat musiał rozpocząć swe istnienie, konieczna jest znajomość praw obowiązujących na początku czasu. Jeżeli klasyczna teoria względności jest poprawna, to udowodnione przez Rogera Penrose'a i mnie twierdzenia o osobliwościach wykazują, iż początkiem czasu był punkt o nieskończonej gęstości i krzywiźnie czasoprzestrzeni. W takim punkcie załamują się wszystkie prawa fizyki. Można przypuścić, że istnieją pewne nowe prawa obowiązujące w punktach osobliwych, lecz byłoby czymś niezwykle trudnym sformułowanie jakiejkolwiek reguły dotyczącej punktów o tak patologicznych własnościach; również obserwacje nie dają nam żadnych wskazówek, jakie te prawa mogły być. W istocie jednak twierdzenia te pokazują, że pole grawitacyjne staje się tak silne, iż konieczne jest uwzględnienie efektów kwantowo-grawitacyjnych: teoria klasyczna nie opisuje już poprawnie wszechświata. A zatem do opisu wczesnego wszechświata należy użyć kwantowej teorii grawitacji. Jak się przekonamy, w kwantowej teorii zwyczajne prawa mogą być ważne wszędzie, również w początku czasu

nie jest konieczne formułowanie jakichkolwiek praw dla osobliwości, osobliwości bowiem wcale nie są konieczne w teorii kwantowej. Nie mamy jeszcze kompletnej i spójnej teorii łączącej mechanikę kwantową z grawitacją. Wiemy natomiast prawie na pewno, jakie muszą być pewne cechy takiej teorii. Po pierwsze, powinna ona być zgodna z Feynmanowskim sformułowaniem mechaniki kwantowej za pomocą sum po historiach. Przy takim podejściu cząstce nie przypisuje się pojedynczej historii, jak się to czyni w mechanice klasycznej. Zamiast tego zakładamy, iż cząstka porusza się po każdej możliwej drodze w czasoprzestrzeni, i z każdą z takich dróg wiążemy dwie liczby: jedna przedstawia amplitudę fali, a druga reprezentuje fazę (położenie w cyklu). Prawdopodobieństwo, że cząstka przejdzie przez jakiś określony punkt, znajdujemy, dodając wszystkie fale związane ze wszystkimi historiami cząstki przechodzącymi przez ten punkt. Próbując obliczyć taką sumę z reguły napotykamy poważne trudności techniczne. Jedynym wyjściem jest użycie następującej procedury: należy dodawać fale związane z historiami cząstek dziejącymi się nie w normalnym, rzeczywistym" czasie, lecz w czasie zwanym urojonym. Termin czas urojony" brzmi jak wyjęty z powieści fantastycznonaukowej, lecz w rzeczywistości jest to dobrze określone pojęcie matematyczne. Jeśli weźmiemy dowolną, zwykłą (rzeczywistą") liczbę i pomnożymy ją przez nią samą, otrzymamy zawsze liczbę dodatnią. (Na przykład, 2 razy 2 jest 4, lecz -2 razy -2 również jest 4). Istnieją jednak specjalne liczby (zwane urojonymi), które pomnożone przez siebie dają wynik ujemny. (Jedną z nich oznacza się zwyczajowo przez i, i razy i daje -l, 21 razy 2i równa się -4 i tak dalej). Aby umknąć trudności technicznych w feyn-manowskiej sumie po historiach, należy użyć czasu urojonego. To znaczy, że w tym rachunku czas należy mierzyć urojonymi, a nie rzeczywistymi liczbami. Ma to interesujący wpływ na czasoprzestrzeń: znika wtedy wszelka różnica między czasem a przestrzenią. Czasoprzestrzeń, w której zdarzenia mają urojoną współrzędną czasową, nazywamy czasoprzestrzenią euklidesową, aby uhonorować matematyka greckiego, Euklidesa, który był twórcą geometrii powierzchni dwuwymiarowych. Czasoprzestrzeń euklidesowa ma bardzo podobne własności, tyle że w czterech wymiarach, a nie w dwóch. W czasoprzestrzeni euklidesowej nie ma żadnej różnicy między kierunkiem w czasie a kierunkiem w przestrzeni. W rzeczywistej czasoprzestrzeni, w której zdarzenia mają rzeczywiste współrzędne czasowe, łatwo jest wykazać różnicę w każdym punkcie kierunki czasowe leżą wewnątrz stożka świetlnego, a przestrzenne na zewnątrz. W każdym wypadku w zwykłej mechanice kwantowej można uważać użycie urojonego czasu za środek matematyczny (lub chwyt) pozwalający obliczać, co zdarzy się w rzeczywistej czasoprzestrzeni.

Po drugie, wierzymy, iż nowa teoria musi zawierać w sobie einsteinowską koncepcję pola grawitacyjnego jako krzywizny czasoprzestrzeni: cząstki starają się poruszać po liniach prostych w zakrzywionej czasoprzestrzeni; z uwagi na krzywiznę ich drogi są w rzeczywistości zakrzywione, jak gdyby przez pole grawitacyjne. Gdy wprowadzamy feynmanowską sumę po historiach do grawitacji przedstawionej zgodnie z koncepcją Einsteina, to zamiast historii pojedynczej cząstki musimy wziąć pełną, czterowymiarową czasoprzestrzeń reprezentującą historię całego wszechświata. Aby uniknąć omówionych powyżej trudności, należy brać czasoprzestrzenie euklidesowe, to znaczy takie, w których czas jest urojony i nieodróżnialny od kierunków przestrzennych. Aby obliczyć prawdopodobieństwo istnienia rzeczywistej czasoprzestrzeni o pewnych własnościach, na przykład wyglądającej tak samo we wszystkich kierunkach, należy dodać do siebie fale związane ze wszystkimi historiami o takich własnościach.

Zgodnie z klasyczną teorią względności istnieje wiele możliwych zakrzywionych czasoprzestrzeni, odpowiadających różnym stanom początkowym. Gdybyśmy znali stan początkowy naszego wszechświata, znalibyśmy całą jego historię. Podobnie, w kwantowej teorii grawitacji możliwe są różne kwantowe stany wszechświata; wiedząc, jak zachowywały się zakrzywione czasoprzestrzenie euklidesowe w sumie po historiach we wczesnym okresie, wiedzielibyśmy, jaki jest stan kwantowy wszechświata.

W klasycznej teorii grawitacji, opartej na rzeczywistej czasoprzestrzeni, możliwe są tylko dwa warianty zachowania się wszechświata: albo istniał wiecznie, albo rozpoczął się od osobliwości w pewnej określonej chwili w przeszłości. W teorii kwantowej pojawia się trzecia

możliwość. Ponieważ używamy czasoprzestrzeni euklidesowych, w których czas jest traktowany tak samo jak przestrzeń, czasoprzestrzeń może mieć skończoną rozciągłość i równocześnie nie mieć żadnych osobliwości stanowiących granice lub brzeg. Czasoprzestrzeń może przypominać powierzchnię Ziemi w czterech wymiarach. Powierzchnia Ziemi ma skończoną rozciągłość, a jednak nie ma granic ani brzegów: jeżeli ktoś popłynie na zachód, to na pewno nie spadnie z brzegu ani nie natknie się na osobliwość. (Wiem, bo sam okrążyłem świat!)

Jeżeli euklidesowa czasoprzestrzeń rozciąga się wstecz do nieskończonego czasu urojonego lub zaczyna się od osobliwości w czasie urojonym, to mamy ten sam co w teorii klasycznej problem z wyborem stanu początkowego wszechświata: Bóg może wiedzieć, jak zaczął się kosmos, my jednak nie mamy żadnych powodów, by mniemać, że odbyło się to w ten, a nie inny sposób. Z drugiej strony, w kwantowej teorii otwiera się nowa możliwość: czasoprzestrzeń może nie mieć żadnych brzegów, a więc nie ma potrzeby, by określać zachowanie wszechświata na brzegu. Nie ma żadnych osobliwości, w których załamują się prawa nauki, ani żadnych brzegów czasoprzestrzeni, wymagających odwołania się do pomocy Boga lub do jakiegoś zbioru nowych praw wyznaczających warunki brzegowe dla czasoprzestrzeni. Można powiedzieć: warunkiem brzegowym dla wszechświata jest brak brzegów". Taki wszechświat byłby całkowicie samowystarczalny i nic z zewnątrz nie mogłoby nań wpływać. Nie mógłby być ani stworzony, ani zniszczony. Mógłby tylko BYĆ.

To właśnie na konferencji w Watykanie, o której wcześniej wspomniałem, przedstawiłem po raz pierwszy hipotezę, iż przestrzeń i czas tworzą wspólnie obiekt o skończonej rozciągłości, lecz pozbawiony granic lub brzegów. Moje wystąpienie miało raczej charakter wywodu matematycznego, tak że wynikające zeń implikacje dotyczące roli, jaką mógł pełnić Bóg w stworzeniu świata, nie zostały od razu zrozumiane (co mi szczególnie nie przeszkadzało). W tym czasie nie wiedziałem jeszcze, jak wykorzystać pomysł wszechświata bez brzegów" w przewidywaniach na temat, jak powinien wyglądać wszechświat dzisiaj. Kolejne lato spędziłem, prowadząc swe badania na Uniwersytecie Kalifornijskim w Santa Barbara, i wraz z moim przyjacielem i kolegą Jimem Hartle'em wykazaliśmy, jakie warunki musi spełniać wszechświat, jeśli czasoprzestrzeń nie ma granic. Po powrocie do Cambridge kontynuowałem badania z dwoma doktorantami, Julianem Luttrelem i Jonathanem Halliwellem.

Chciałbym podkreślić, że koncepcja skończonej czasoprzestrzeni bez brzegów jest tylko propozycją nie można jej wywieść z jakichś innych zasad. Jak każdą inną teorię naukową można ją zaproponować, kierując się względami estetycznymi lub metafizycznymi, lecz prawdziwy sprawdzian poprawności stanowi zgodność wynikających z niej przewidywań z doświadczeniem. Z dwóch powodów wymóg ten jest niełatwy do spełnienia w wypadku kwantowej grawitacji. Po pierwsze, jak pokażę w następnym rozdziale, nie mamy jeszcze pewności, jaka teoria z powodzeniem łączy mechanikę kwantową z teorią względności, choć wiemy już sporo o koniecznych własnościach takiej teorii. Po drugie, każdy model opisujący wszystkie szczegóły wszechświata byłby zbyt skomplikowany matematycznie, aby mógł nam posłużyć do sformułowania dokładnych przewidywań. Konieczne są zatem upraszczające założenia i przybliżenia, lecz nawet wtedy formułowanie na podstawie teorii jakichś przewidywań pozostaje bardzo trudnym problemem.

Każda historia w sumie po historiach zawiera informacje nie tylko o czasoprzestrzeni, ale też o wszystkim, co w niej istnieje, ze skomplikowanymi organizmami, takimi jak ludzie mogący obserwować historię wszechświata, włącznie. Ten fakt może stanowić dodatkowy argument na rzecz słuszności zasady antropicznej, gdyż skoro wszystkie historie są możliwe, a my istniejemy tylko w niektórych z nich, to możemy odwołać się do tej zasady, by wyjaśnić, czemu wszechświat jest taki, jaki jest. Nie mamy natomiast jasności co do tego, jakie znaczenie należy przypisać historiom, w których nie istniejemy. Taki pogląd na kwantową grawitację byłby znacznie bardziej zadowalający, gdyby za pomocą sumy po historiach udało się pokazać, że rzeczywisty wszechświat nie jest po prostu jedną z wielu możliwych historii, lecz jedną z bardzo prawdopodobnych. Aby to zrobić, musimy obliczyć sumę po historiach dla wszystkich możliwych czasoprzestrzeni euklidesowych nie mających brzegów.

Łatwo przekonać się, że z propozycji wszechświata bez brzegów" wynika znikomo małe prawdopodobieństwo znalezienia wszechświata ewoluującego zgodnie z zupełnie przypadkowo wybraną historią. Istnieje jednak szczególna rodzina historii o wiele bardziej prawdopodobnych niż inne. Te historie można sobie wyobrazić jak powierzchnię Ziemi, na której odległość od bieguna północnego reprezentuje urojony czas, zaś promień okręgu równo oddalonego od bieguna reprezentuje wielkość przestrzeni. Wszechświat zaczyna swą historię na biegunie północnym jako pojedynczy punkt. W miarę jak posuwamy się na południe, równoleżniki stają się coraz większe, co oznacza, iż wszechświat rozszerza się wraz ze wzrostem czasu urojonego (rys. 24). Największy rozmiar osiąga wszechświat na równiku, następnie zaczyna się kurczyć, aż staje się punktem po dotarciu do bieguna południowego. Mimo, że wszechświat -ma zerowy promień na biegunach, punkty te nie są osobliwe, podobnie jak nie ma nic osobliwego na ziemskich biegunach. Prawa nauki są w nich spełnione, podobnie jak na biegunie północnym i południowym.

Historia wszechświata w czasie rzeczywistym wyglądałaby zupełnie inaczej. Około 10 lub 20 miliardów lat temu wszechświat miałby minimalny promień, równy maksymalnemu promieniowi przestrzeni w historii oglądanej w czasie urojonym. Następnie wszechświat rozszerzałby się podobnie jak w modelach chaotycznej inflacji Lindego (lecz teraz nie trzeba by zakładać, że wszechświat został stworzony w stanie pozwalającym na inflację). Wszechświat rozszerzałby się do bardzo dużych rozmiarów, a następnie skurczył ponownie w coś, co wygląda jak osobliwość w czasie rzeczywistym. Zatem w pewnym sensie jesteśmy skazani, nawet jeśli trzymalibyśmy się z dala od czarnych dziur. Osobliwości moglibyśmy uniknąć wyłącznie wtedy, gdybyśmy oglądali świat w czasie urojonym.

Jeżeli wszechświat rzeczywiście znajduje się w takim stanie kwantowym, to nie ma żadnych osobliwości w jego historii przebiegającej

w urojonym czasie. Może się zatem wydawać, iż te wyniki całkowicie zaprzeczają rezultatom moich wcześniejszych prac. Jednak, jak już wspomniałem, rzeczywiste znaczenie twierdzeń o osobliwościach polega na wskazaniu, iż pole grawitacyjne musi stać się tak silne, że efekty kwantowo-grawitacyjne nie mogą być pominięte. To z kolei doprowadziło do koncepcji wszechświata skończonego w urojonym czasie, lecz pozbawionego brzegów i osobliwości. Jeśli jednak powrócimy do rzeczywistego czasu, w jakim żyjemy, osobliwości pojawią się znowu. Nieszczęsny astronauta wpadłszy do czarnej dziury, nie może więc uniknąć fatalnego końca, mógłby uniknąć osobliwości tylko wówczas, gdyby żył w czasie urojonym.

Sugerowałoby to, że tak zwany czas urojony jest naprawdę rzeczywisty, a to, co dziś uważamy za czas rzeczywisty, stanowi jedynie wytwór naszej wyobraźni. W rzeczywistym czasie wszechświat zaczyna się i kończy osobliwościami będącymi brzegami czasoprzestrzeni, w których załamują się wszelkie prawa fizyki. Natomiast w urojonym czasie nie ma żadnych osobliwości ani brzegów. Być może zatem czas urojony jest bardziej podstawowy, a to, co nazywamy czasem rzeczywistym, jest tylko koncepcją wymyśloną do opisu wszechświata.

Zgodnie z podejściem opisanym w rozdziale pierwszym, teoria naukowa to tylko matematyczny model służący do opisu naszych obserwacji i istniejący wyłącznie w naszych umysłach. Nie ma zatem sensu pytać, co jest rzeczywiste, rzeczywisty" czy urojony" czas? Problem sprowadza się tylko do tego, który z nich jest wygodniejszy do opisu zjawisk.

Można wykorzystać sumę po historiach wraz z propozycją wszechświata bez brzegów", aby przekonać się, jakie własności wszechświata powinny występować razem. Na przykład, można obliczyć, jakie jest prawdopodobieństwo tego, że wszechświat rozszerza się prawie w jednakowym tempie we wszystkich kierunkach, w chwili, gdy gęstość materii ma taką wartość jak obecnie. W uproszczonych modelach, które dotychczas zostały zbadane, prawdopodobieństwo to jest bardzo duże; to znaczy, reguła braku brzegów" prowadzi do wniosku, iż jest niezwykle prawdopodobne, że obecne tempo ekspansji wszechświata jest niemal identyczne we wszystkich kierunkach. Ten wynik pozostaje w zgodzie z obserwacjami mikrofalowego promieniowania tła, które ma niemal takie samo natężenie w każdym kierunku. Gdyby wszechświat rozszerzał się szybciej w pewnym kierunku, natężenie promieniowania w tym kierunku byłoby zmniejszone przez dodatkowe przesunięcie ku czerwieni.

Dalsze konsekwencje zaproponowanego warunku brzegowego wszechświata bez brzegów" są obecnie badane. Szczególnie ciekawy jest problem drobnych zaburzeń gęstości we wczesnym wszechświecie, które spowodowały powstanie galaktyk, potem gwiazd, a w końcu nas samych. Z zasady nieoznaczoności wynika, że początkowo wszechświat nie mógł być doskonale jednorodny, musiały istnieć pewne zaburzenia lub fluktuacje w położeniach i prędkościach cząstek. Posługując się warunkiem braku brzegów", można pokazać, iż wszechświat musiał rozpocząć istnienie z minimalnymi zaburzeniami gęstości, których wymaga zasada nieoznaczoności. Następnie wszechświat przeszedł okres gwałtownej ekspansji, tak jak w modelach inflacyjnych. W tym okresie niejednorodności uległy wzmocnieniu, aż stały się na tyle duże, że mogły spowodować powstanie struktur, jakie obserwujemy wokół nas. W rozszerzającym się wszechświecie o gęstości materii zmieniającej się nieco w zależności od miejsca, grawitacja powodowała zwolnienie tempa ekspansji obszarów o większej gęstości, a następnie ich kurczenie się. To doprowadziło do powstania galaktyk, gwiazd, a w końcu nawet tak pozbawionych znaczenia istot, jak my sami. Zatem istnienie wszystkich skomplikowanych struktur, jakie widzimy we wszechświecie, może być wyjaśnione przez warunek braku brzegów" i zasadę nieoznaczoności mechaniki kwantowej.

Z koncepcji czasu i przestrzeni tworzących jeden skończony obiekt bez brzegów wynikają również głębokie implikacje dotyczące roli, jaką może odgrywać Bóg w sprawach tego świata. W miarę postępu nauki większość ludzi doszła do przekonania, że Bóg pozwala światu ewoluować zgodnie z określonym zbiorem praw i nie łamie tych praw, by ingerować w bieg wydarzeń. Prawa te nie mówią jednak, jak powinien wyglądać wszechświat w chwili początkowej, zatem Bóg wciąż jest tym, kto nakręcił zegarek i wybrał sposób uruchomienia go. Tak długo, jak wszechświat ma początek, można przypuszczać, że istnieje jego Stwórca. Ale jeżeli wszechświat jest naprawdę samowystarczalny, nie ma żadnych granic ani brzegów, to nie ma też początku ani końca, po prostu istnieje. Gdzież jest wtedy miejsce dla Stwórcy?

W poprzednich rozdziałach starałem się pokazać, jak zmieniły się przez lata poglądy na naturę czasu. Aż do początku naszego stulecia ludzie wierzyli w czas absolutny. To znaczy, uważali, iż każdemu zdarzeniu można jednoznacznie przypisać pewną liczbę zwaną czasem zdarzenia i że wszystkie dobre zegary pokazują taki sam przedział czasu między dwoma zdarzeniami. Odkrycie, że prędkość światła względem wszystkich obserwatorów jest ta sama, niezależnie od ich ruchu, doprowadziło jednak do powstania teorii względności i porzucenia idei jedynego czasu absolutnego. Zamiast tego każdy obserwator ma swoją własną miarę czasu, w postaci niesionego przezeń zegara przy czym zegary różnych obserwatorów niekoniecznie muszą zgadzać się ze sobą. Czas stał się pojęciem bardziej osobistym, związanym z mierzącym go obserwatorem.

Próbując połączyć grawitację z mechaniką kwantową, musieliśmy wprowadzić czas urojony". Czas urojony nie różni się niczym od kierunków w przestrzeni. Jeśli ktoś podróżuje na północ, to równie dobrze może zawrócić i udać się na południe; podobnie jeśli ktoś wędruje naprzód w urojonym czasie, powinien móc zawrócić i powędrować wstecz w czasie urojonym. Oznacza to, że nie ma żadnej istotnej różnicy między dwoma kierunkami upływu urojonego czasu. Z drugiej strony, rozpatrując czas rzeczywisty, dostrzegamy ogromną różnicę między kierunkiem w przód i wstecz. Skąd bierze się ta różnica między przeszłością a przyszłością? Dlaczego pamiętamy przeszłość, ale nie przyszłość?

Prawa fizyki nie rozróżniają przeszłości i przyszłości. Mówiąc precyzyjnie, prawa nauki jak wyjaśniłem to uprzednio nie zmieniają się w wyniku połączonych operacji symetrii zwanych C, P i T (C oznacza zamianę cząstek przez antycząstki, P odbicie zwierciadlane, a T odwrócenie kierunku ruchu wszystkich cząstek, czyli śledzenie ruchu wstecz). We wszystkich normalnych sytuacjach prawa nauki rządzące zachowaniem materii nie ulegają zmianie pod działaniem wyłącznie połączonych symetrii C i P. Oznacza to, że mieszkańcy innej planety, stanowiący jakby nasze lustrzane odbicia i zbudowani z antymaterii, wiedliby takie samo życie jak my.

Jeżeli prawa nauki nie ulegają zmianie pod wpływem kombinacji CP i CPT, to muszą również nie zmieniać się pod działaniem samej operacji T. A jednak w codziennym życiu istnieje ogromna różnica między upływem czasu w przód i wstecz. Proszę sobie wyobrazić filiżankę z wodą spadającą ze stołu i pękającą na kawałki w zderzeniu z podłogą. Jeśli ktoś sfilmowałby to wydarzenie, później bez najmniejszego trudu potrafilibyśmy powiedzieć, czy film jest puszczony w dobrym kierunku. Wyświetlając go w odwrotnym kierunku, widzielibyśmy kawałki filiżanki zbierające się w całość i podskakujące z powrotem na stół. Łatwo stwierdzić, że film jest puszczony od końca, ponieważ tego typu zachowanie nigdy nie zdarza się w rzeczywistości. Gdyby było inaczej, fabrykanci porcelany już dawno by zbankrutowali.

Wyjaśnienie, jakie zazwyczaj słyszymy, gdy pytamy, czemu potłuczone filiżanki nie składają się w całość, brzmi, iż byłoby to sprzeczne z drugą zasadą termodynamiki. Zasada ta stwierdza, że nieuporządkowanie, czyli entropia dowolnego układu zamkniętego, zawsze wzrasta. Innymi słowy, zasada ta przypomina prawo Murphy'ego: jeśli coś może pójść źle, to pójdzie! Cała filiżanka na stole reprezentuje stan wysoce uporządkowany, natomiast potłuczona filiżanka na podłodze stan nie uporządkowany. Łatwo sobie wyobrazić przejście od stanu z całą filiżanką na stole w przeszłości do stanu ze skorupami na podłodze w przyszłości, lecz nie odwrotnie.

Wzrost entropii w czasie jest jednym z przykładów strzałki czasu, to znaczy własności pozwalającej odróżnić przeszłość od przyszłości, czegoś, co nadaje czasowi kierunek. Istnieją co najmniej trzy strzałki czasu. Pierwszą jest termodynamiczna strzałka czasu, wiążąca kierunek upływu czasu z kierunkiem wzrostu entropii. Drugą psychologiczna strzałka, związana z naszym poczuciem upływu czasu, z faktem, że pamiętamy przeszłość, ale nie przyszłość. Wreszcie trzecia, kosmologiczna strzałka czasu łączy kierunek upływu czasu z rozszerzaniem się wszechświata.