Każdy, kto w ciągu ostatnich kilku lat zajmował się kosmologią, zdaje sobie sprawę z problemów związanych z naszymi najlepszymi próbami wyjaśnienia, dlaczego Wszechświat jest taki, jaki jest.
Nasz model standardowy, Lambda-CDM (lub LCDM), jest jedną z teorii odnoszących największe sukcesy w historii nauki. Stanowi to dla kosmiczne tło mikrofalowewielkoskalowe rozmieszczenie galaktyk, obfitość lekkich pierwiastków i w zasadzie wszystkie inne obserwacje na dużą skalę, które na to rzucamy. Problem polega na tym, że duża litera L. Lambda jest stałą kosmologiczną, zastępczą Einsteina dla energii pustej przestrzeni i ma ogromne znaczenie w wyjaśnieniu, dlaczego ekspansja Wszechświata przyspiesza.
Problem w tym, że nie mamy pojęcia, dlaczego Lambda ma taką wartość. Kwantowa teoria pola przewiduje wartość o około 122 rzędy wielkości większą niż to, co mierzymy, co jest jedną z najgorszych prognoz w historii fizyki. Poza tym, wydaje się, że wszechświat rozszerza się w różnym tempie w zależności od tego, czy mierzymy to lokalnie, czy wnioskujemy na podstawie danych z wczesnego wszechświata, istnieje uparta różnica zdań znana jako Napięcie Hubble’a. Żaden problem nie zniknął pomimo dziesięcioleci pracy.
w nowy artykuł wysłany na serwer preprintów arXivfizyk teoretyczny Savvas Koushiappas z Brown University przedstawił niezwykłą propozycję. Twierdzi, że wszechświat może mieć własną wersję zasady nieoznaczoności Heisenberga. Nie można jednocześnie określić jego rozmiaru i tempa ekspansji z idealną precyzją, a ta fundamentalna niejasność może wystarczyć do wyjaśnienia ciemnej energii bez odwoływania się do jakiejkolwiek nowej fizyki.
Propozycja Koushiappasa omija jedno i drugie. Zamiast dodawać nowe cząstki lub nowe pola, pyta, co się stanie, jeśli potraktujemy współczynnik skali Wszechświata (w zasadzie jego rozmiar) i tempo ekspansji jako operatory mechaniki kwantowej, które nie do końca dojeżdżają do pracy. W zwykłej mechanice kwantowej ten sam rodzaj braku komutacji daje nam zasadę nieoznaczoności: nie można ustalić jednocześnie położenia i pędu. Zastosuj ten sam pomysł do wszechświata jako całości, a otrzymasz zdeformowaną wersję równania Friedmanna, głównego równania opisującego wzrost kosmosu.
Odkształcenie zależy od pojedynczego swobodnego wykładnika. Kiedy ten wykładnik jest dodatni, zmodyfikowane równanie Friedmanna w naturalny sposób powoduje przyspieszoną ekspansję w późnym czasie. Nie jest wymagana ciemna energia. Wszechświat zachowuje się tak, jakby miał wbudowaną stałą kosmologiczną, ale przyspieszenie wynika z geometrii jego własnej niejasności kwantowej, a nie z jakiejś tajemniczej energii próżni.
Robi się coraz ciekawiej. To samo równanie przewiduje również, że zachowanie przypominające ciemną energię nie powinno być idealnie stałe. Efektywny parametr równania stanu (liczba używana przez kosmologów do charakteryzowania ciemnej energii, która dla prawdziwej stałej kosmologicznej wynosi dokładnie -1) okazuje się w tym modelu nieco większy niż -1. Jest to dokładnie ten rodzaj odchylenia, na który wskazują obecne badania, takie jak DESI, i które badania nowej generacji powinny być w stanie potwierdzić lub wykluczyć.
A jeśli odwrócimy znak wykładnika, ta sama maszyna zrobi coś zupełnie innego. Zamiast przyspieszać późny wszechświat, wygładza wczesny wszechświat, zastępując osobliwość Wielkiego Wybuchu tym, co Koushiappas nazywa „klasycznym odbiciem”. Kosmos kurczy się do minimalnego rozmiaru, a następnie rozszerza. Żadnej nieskończonej gęstości, żadnego załamania fizyki w t=0.
Istnieją zastrzeżenia. Jest to artykuł teoretyczny jednego autora, a nie obserwacja, a matematyka wymaga dużo pracy. Model zakłada przestrzennie płaski wszechświat, co jest w porządku, biorąc pod uwagę aktualne dane. Wymaga to również, aby szybkość ekspansji była dobrze zachowanym operatorem kwantowym, co z kolei ustala jeden z wolnych parametrów. Najważniejszym pytaniem jest, czy określone odchylenia od Lambda-CDM przewidywane przez ten model rzeczywiście pojawiają się w danych, czy też Wszechświat uparcie upiera się przy wartości -1 dla równania stanu ciemnej energii.
Powinniśmy wiedzieć wkrótce. The Instrument do spektroskopii ciemnej energii, Misja Euklidesaoraz Obserwatorium Very C. Rubin wszyscy zajmują się dokładnym mierzeniem wielkości, które według tego modelu będą odbiegać od czystej stałej kosmologicznej. Jeśli w dalszym ciągu będą znajdować wskazówki dotyczące równania stanu nieco powyżej -1, kosmiczna zasada nieoznaczoności Koushiappasa zacznie naprawdę wyglądać bardzo interesująco.
