Teoria coardelor și cosmologia pre-Big Bang: scenariul inflaționist

Cea mai populară implementare a scenariului inflaționist este oferită de o versiune adecvată, așa-numitul model al inflației „slow-roll” [6], în care evoluția cosmologică este dominată de energia potențială a unui câmp scalar cosmic („inflatonul”). Cea mai simplă și convențională versiune a unui astfel de model este totuși afectată de diverse dificultăți de natură conceptuală. În primul rând, proprietățile particulare ale inflatonului (masă, cuplaje, energie potențială, … ) împiedică o simplă identificare a acestui câmp în contextul modelelor cunoscute de interacțiuni fundamentale: câmpul inflatonului trebuie introdus ad-hoc, iar proprietățile sale sunt rezultatul unor reglaje adecvate a parametrilor relevanți.

O altă dificultate este asociată cu proprietățile cinematice ale fazei de inflație lentă, ceea ce implică faptul că dimensiunea spațială a orizontului Hubble cH-1, proporțională cu orizontul evenimentului cauzal, devine din ce în ce mai mică pe măsură ce ne întoarcem în timp către începutul erei inflației (aici c este viteza luminii și H este așa-numitul parametru Hubble). Rezultă, pentru valorile convenționale ale scalei de curbură a inflației (corespunzând, în mod obișnuit, scalei de energie GUT), că lungimea de undă adecvată (dependentă de timp) a fluctuațiilor observate în prezent la scară mare (de exemplu, fluctuațiile de temperatură ale radiației CMB), atunci când este redimensionată la începutul inflației, trebuie să fie mai mică decât lungimea Planck, λ_P = (8πGh/c³)^1/2 ∼ 10⁻³³ cm, dacă inflația durează suficient pentru a rezolva problemele menționate mai sus (aici G și h sunt constanta Newton și, respectiv, Planck). În consecință, condițiile inițiale privind fluctuațiile câmpurilor de materie și ale geometriei urmează să fie impuse într-un interval de energie care este în prezent neexplorat și în care extrapolarea fizicii standard este — cel puțin — discutabilă. Aceasta este așa-numita problemă „trans-planckiană” [7].

În plus, dacă orizontul Hubble scade pe măsură ce ne întoarcem în timp, atunci inversul său, scara de curbură spațiu-timp H/c, este în mod necesar în creștere, iar extrapolarea modelului duce inevitabil la o singularitate inițială — sau, cel puțin, la regimul gravitațional cuantic cH⁻¹ ∼ λ_P, unde trebuie să ne confruntăm nu numai cu o dinamică necunoscută a fluctuației, ci și cu o dinamică necunoscută a fundalului însuși. O dovadă a prezenței inevitabile a singularității, în contextul cosmologiei inflaționiste determinate de potențial, bazată pe ecuațiile Einstein, este dată în [8-10].

Toate aceste probleme, precum și alte probleme importante ale cosmologiei primordiale (de ce este Universul nostru cu patru dimensiuni? de ce o mică densitate de energie în vid – așa-numita „energie întunecată” – pare să supraviețuiască până astăzi după inflație?…), ar trebui să găsească o soluție satisfăcătoare în contextul unei teorii cu adevărat unificate a tuturor interacțiunilor fundamentale. Cel mai bun candidat pentru o astfel de teorie, în prezent, este (în opinia noastră) teoria corzilor, care se bazează pe presupunerea că componentele fundamentale ale tuturor câmpurilor de materie și forțe existente în natură sunt obiecte extinse unidimensionale, numite „corzi”. Aceste obiecte sunt caracterizate prin tensiunea lor (adică, energia pe unitatea de lungime) T și, atunci când sunt cuantizate, au o dimensiune caracteristică dată de

(1) λ_s = √(ch/T).

După cum vom discuta în secțiunea următoare, consistența teoriei corzilor necesită existența unor dimensiuni extraspațiale pe lângă cele trei cu care suntem familiarizați. Într-un astfel de context, apar două posibilități. În cel mai convențional scenariu de unificare, în care dimensiunile extraspațiale sunt de dimensiuni comparabile cu scara lungimii corzii [11], parametrul λ_s se dovedește a fi extrem de mic, λ_s ∼ 10 λ_P. Drept urmare, toate efectele care țin de caracterul finit al mărimii corzii intră în joc doar la scalele de energie M_sc² = hc/λ_s, atât de mari încât să nu fie la îndemâna experimentelor actuale (directe) de înaltă energie. Într-un astfel de caz, puterea predictivă a teoriei este scăzută, deoarece ceea ce poate fi testat prin experimente cu accelerator sunt doar predicțiile așa-numitei acțiuni eficiente ale corzilor de energie scăzută. Din păcate, în stadiul actual al cunoștințelor noastre, o astfel de acțiune poate fi derivată numai în cadrul tehnicilor de calcul perturbative, iar forma ei precisă este necunoscută.

Această concluzie descurajatoare poate fi evitată, cel puțin în principiu, dacă Universul nostru conține dimensiuni extraspațiale compactate pe scale de lungime care sunt mici în comparație cu standardele macroscopice, dar sunt totuși „mari” în raport cu parametrul λ_s al teoriei corzilor [12,13]. În acest caz, scara de energie M_sc² poate fi coborâtă cu mult sub scara Planck M_Pc² = hc/λ_P, chiar și cu multe ordine de mărime, apropiindu-se astfel, posibil, de scara TeV și de intervalul de energie accesibil experimentelor de accelerație prezente (sau în viitorul apropiat).

În orice caz, scările de energie tipice teoriei corzilor (fie aproape sau departe de scara Planck) ar fi trebuit să fie atinse în timpul evoluției primordiale a Universului nostru: teoria corzilor poate fi apoi aplicată în mod corespunzător cosmologiei, pentru a se întreba dacă (și cum) inflația este prezisă în mod natural, într-un astfel de context. Speranța este de a obține, pe de o parte, o soluție la problemele deschise ale scenariului inflaționist convențional și, pe de altă parte, o posibilă semnătură fenomenologică a teoriei corzilor, conform tradiției istorice care ne învață că teoriile gravitaționale fundamentale au fost întotdeauna confirmate de observații astrofizice (cum ar fi, de exemplu, teoriile gravitaționale ale lui Newton și Einstein).

Sursa: M. Gasperini and G. Veneziano (2015) String theory and pre-big bang cosmology, în Il Nuovo Cimento 38 C (2015) 160, DOI 10.1393/ncc/i2015-15160-8. Licența CC BY 4.0. Traducere și adaptare: Nicolae Sfetcu