Originea si soarta universului

Originea si soarta universului

Teoria generala a relativitatii a lui Einstein prezicea ca spatiu-timpul a inceput la singularitatea Big Bang si ar ajunge la sfarsit la singularitatea Big Crunch[1] (daca intreg universul ar suferi din nou un colaps) sau la o singularitate in interiorul unei gauri negre (daca o regiune locala, cum este o stea, ar suferi un colaps). Orice materie care ar cadea in gaura ar fi distrusa la singularitate, iar in afara ar continua sa se simta doar efectul gravitational al masei sale. Pe de alta parte, atunci cand sunt luate in considerare efectele cuantice, parea ca masa sau energia materiei s-ar reintoarce in cele din urma la restul universului si ca gaura neagra, impreuna cu singularitatea din interiorul sau s-ar evapora si, in final, ar disparea. Ar putea avea mecanica cuantica un efect tot atat de dramatic asupra singularitatilor Big Bang si Big Crunch? Ce se intampla in realitate in etapele foarte timpurii sau tarzii ale universului, cand campurile gravitationale sunt atat de puternice incat efectele cuantice nu pot fi ignorate? Are universul, de fapt, un inceput sau un sfarsit? Si daca da, cum arata ele?

Prin anii 1970 studiam in principal gaurile negre, dar in 1981 interesul meu in ceea ce priveste originea si soarta universului s-a redesteptat cand am ascultat o conferinta asupra cosmologiei, organizata de iezuiti la Vatican. Biserica Catolica a facut o mare greseala cu Galilei cand a incercat sa supuna legii o problema de stiinta, declarand ca soarele se misca in jurul pamantului. Acum, dupa mai multe secole, ea a hotarat sa invite mai multi experti cu care sa se consulte in probleme de cosmologie. La sfarsitul conferintei participantii au avut o audienta la Papa. El ne-a spus ca era bine sa se studieze evolutia universului dupa Big Bang, dar nu ar trebui sa facem cercetari in ceea ce priveste Big Bang-ul insusi deoarece acela a fost momentul Creatiei si deci lucrul Domnului. Am fost bucuros atunci ca el nu cunostea subiectul comunicarii pe care tocmai o tinusem la conferinta posibilitatea ca spatiu-timpul sa fie finit dar sa nu aiba limite, ceea ce inseamna ca el nu a avut un inceput, un moment al Creatiei. Nu doream sa am soarta lui Galilei, cu care impartasesc un sentiment de solidaritate, in parte datorita coincidentei de a ma fi nascut la exact 300 de ani dupa moartea sa!

Pentru a explica ideile pe care eu si altii le aveam despre modul in care mecanica cuantica poate afecta originea si soarta universului, este necesar mai intai sa fie inteleasa istoria general acceptata a universului, conform cu ceea ce se cunoaste sub numele de "modelul Big Bang fierbinte". Aceasta presupune ca universul este descris inapoi pana la Big Bang de un model Friedmann. In aceste modele se gaseste ca atunci cand universul se extinde, materia sau radiatia din el se racesc. (Atunci cand universul isi dubleaza marimea, temperatura sa scade la jumatate.) Deoarece temperatura este o masura a energiei (sau vitezei) medii a particulelor, aceasta racire a universului ar avea un efect important asupra materiei din el. La temperaturi foarte inalte, particulele s-ar misca atat de repede incat ele ar putea scapa de orice atractie dintre ele datorata fortelor nucleare sau electromagnetice, dar atunci cand se racesc ar fi de asteptat ca particulele care se atrag reciproc sa inceapa sa se grupeze. Mai mult, chiar si tipurile de particule care exista in univers ar depinde de temperatura. La temperaturi destul de inalte, particulele au o energie atat de mare incat ori de cate ori se ciocnesc s-ar produce multe perechi particula/antiparticula diferite si desi unele din aceste particule s-ar anihila prin ciocnirea cu antiparticule, ele s-ar produce mai repede decat s-ar putea anihila. Totusi, la temperaturi mai joase, cand particulele care se ciocnesc au mai putina energie, perechile particula/antiparticula s-ar produce mai lent si anihilarea ar deveni mai rapida decat producerea.

Chiar la Big Bang, se crede ca universul avea dimensiunea zero si astfel era infinit de fierbinte. Dar pe masura ce universul se extindea, temperatura radiatiei scadea. O secunda dupa Big-Bang, ea ar fi scazut la circa zece miliarde de grade. Aceasta este de circa o mie de ori mai mare decat temperatura din centrul soarelui, dar temperaturi atat de inalte se ating in exploziile bombelor H. In acest moment universul ar fi continut in majoritate fotoni, electroni si neutrini (particule extrem de usoare care sunt afectate numai de interactiile slabe si de gravitatie) si antiparticulele lor, impreuna cu protoni si neutroni. Cand universul continua sa se extinda temperatura continua sa scada, rata cu care perechile electron/antielectron erau produse in ciocniri ar fi scazut sub rata la care erau distrusi prin anihilare. Astfel, majoritatea electronilor si antielectronilor s-ar fi anihilat reciproc producand mai multi fotoni, ramanand doar cativa electroni. Totusi, neutrinii si antineutrinii nu s-ar fi anihilat reciproc, deoarece aceste particule interactioneaza foarte slab intre ele si cu alte particule. Astfel, ele pot exista si astazi. Daca am putea sa le observam, aceasta ar reprezenta imaginea unei etape timpurii foarte fierbinti a universului. Din nefericire, astazi energiile lor ar fi prea scazute pentru ca sa le putem observa direct. Totusi, daca neutrinii nu sunt lipsiti de masa, ei au o masa proprie mica; asa cum a sugerat un experiment rusesc neconfirmat, realizat in 1981, am putea sa-i detectam indirect: ei ar putea fi o forma de "materie neagra", ca aceea mentionata mai inainte, cu o atractie gravitationala suficienta pentru a opri expansiunea universului si a determina colapsul sau.

La circa o suta de secunde dupa Big Bang, temperatura ar fi scazut la un miliard de grade, temperatura din interiorul celor mai fierbinti stele. La aceasta temperatura protonii si neutronii nu ar mai avea energie suficienta pentru a scapa de interactia interatiei nucleare tari si ar fi inceput sa se combine producand nucleele atomului de deuteriu (hidrogenul greu), care contine un proton si un neutron. Nucleele de deuteriu s-au combinat apoi cu mai multi protoni si neutroni formand nucleele de heliu, care contin doi protoni si doi neutroni, precum si cantitati mici din doua elemente mai grele, litiu si beriliu. Se poate calcula ca in modelul Big Bang fierbinte circa un sfert din protoni si neutroni ar fi fost convertiti in nuclee de heliu, impreuna cu o cantitate mica de hidrogen greu si alte elemente. Neutronii ramasi s-ar fi dezintegrat in protoni, care sunt nucleele atomilor de hidrogen obisnuit.

Aceasta imagine a unei etape timpurii fierbinti a universului a fost lansata pentru prima oara de savantul George Gamow intr-o celebra lucrare scrisa in 1948 cu un student al sau, Ralph Alpher. Gamow avea simtul umorului ― el l-a convins pe savantul Hans Bethe sa-si adauge numele la lucrare pentru ca lista de autori "Alpher, Bethe, Gamow" sa semene cu primele litere din alfabetul grec alpha, beta, gamma, care erau foarte potrivite pentru o lucrare privind inceputul universului! In aceasta lucrare, ei au facut o prezicere remarcabila ca radiatia (in forma de fotoni) din etapele fierbinti ale universului ar trebui sa existe si astazi, dar avand temperatura redusa la numai cateva grade peste zero absolut (273°C). Aceasta radiatie a fost descoperita de Penzías si Wilson 1965. In timpul in care Alpher, Bethe si Gamow isi scriau lucrarea, nu se stiau prea multe despre reactiile nucleare ale protonilor si neutronilor. Prezicerile facute pentru proportiile diferitelor elemente din universul timpuriu au fost deci destul de inexacte, dar aceste calcule au fost repetate in lumina unei cunoasteri mai bune si acum concorda foarte bine cu ceea ce observam. In plus, este foarte greu sa explicam altfel de ce trebuie sa fie atat de mult heliu in univers. Prin urmare, avem destula incredere ca aceasta este imaginea corecta, cel putin mergand inapoi pana la circa o secunda dupa Big Bang.

In timp de cateva ore de la Big Bang, producerea heliului si a altor elemente s-ar fi oprit. Si dupa aceea, in urmatorul milion de ani universul ar fi continuat sa se extinda, fara a se intampla prea multe. In cele din urma, o data ce temperatura a scazut la cateva mii de grade si electronii si nucleele nu mai aveau suficienta energie pentru a depasi atractia electromagnetica dintre ele, ei ar fi inceput sa se combine formand atomii: Universul ca un intreg ar fi continuat sa se extinda si sa se raceasca, dar, in regiuni care erau putin mai dense decat media, expansiunea ar fi fost incetinita de atractia gravitationala suplimentara. Aceasta ar opri in cele din urma expansiunea in unele regiuni si le-ar determina sa produca din nou colapsul. In timp ce se producea colapsul lor, atractia gravitationala a materiei din afara acestor regiuni le poate face sa inceapa sa se roteasca usor. Pe masura ce regiunea colapsului devine mai mica, ea s-ar roti mai repede asa cum patinatorii care se rotesc pe gheata, se rotesc mai repede daca isi tin bratele stranse. In final, cand regiunea a devenit destul de mica, ea s-ar roti destul de repede pentru a echilibra atractia gravitationala si astfel s-au nascut galaxiile rotitoare in forma de disc. Alte regiuni, care nu au inceput sa se roteasca, ar deveni obiecte de forma ovala, numite galaxii eliptice. In acestea, colapsul s-ar opri deoarece partile individuale ale galaxiei s-ar roti pe orbita stabil in jurul centrului sau, dar galaxia nu ar avea o rotatie globala.

Pe masura ce trece timpul, gazul de hidrogen si heliu din galaxii s-ar rupe in nori mai mici care ar suferi un colaps sub propria lor gravitatie. Cand acestia se contracta si atomii din interior se ciocnesc unii cu altii, temperatura gazului ar creste, pana ce, in final, el ar deveni destul de fierbinte pentru a incepe reactiile de fuziune nucleara. Acestea convertesc hidrogenul in mai mult heliu si caldura degajata determina cresterea presiunii si astfel oprirea contractiei ulterioare a norilor. Ele raman stabile in aceasta stare un timp indelungat ca stele asemanatoare soarelui nostru, care transforma hidrogenul in heliu si radiaza energia rezultanta sub forma de caldura si lumina. Stelele mai masive ar trebui sa fie mai fierbinti pentru a echilibra atractia lor gravitationala mai puternica, determinand producerea atat de rapida a reactiilor nucleare de fuziune incat ele si-ar epuiza hidrogenul doar intr-o suta de milioane de ani. Atunci ele s-ar contracta usor, pe masura ce continua sa se incalzeasca, ar incepe sa transforme heliul in elemente mai grele cum sunt carbonul sau oxigenul. Aceasta insa nu ar elibera prea multa energie, astfel ca s-ar produce o criza, asa cum s-a aratat in capitolul despre gaurile negre. Ce se intampla apoi nu este complet clar, dar se pare ca regiunile centrale ale stelei ar suferi un colaps spre o stare foarte densa, cum este o stea neutronica sau o gaura neagra. Regiunile exterioare ale stelei pot izbucni uneori intr-o explozie teribila numita supernova, care ar lumina toate celelalte stele din galaxia sa. Unele din elementele mai grele produse spre sfarsitul vietii stelei ar fi azvarlite inapoi in gazul din galaxie si ar reprezenta o parte din materialul brut pentru urmatoarea generatie de stele. Propriul nostru soare contine circa doi la suta din aceste elemente mai grele, deoarece el este o stea din generatia a doua sau a treia, formata acum circa cinci miliarde de ani dintr-un nor rotitor de gaz care continea resturile unor supernove anterioare. Majoritatea gazului din nor a format soarele sau a fost aruncat in afara, dar o cantitate mica de elemente grele s-au grupat si au format corpurile care acum se misca pe orbite in jurul soarelui, planete asa cum este pamantul.

Pamantul a fost la inceput foarte fierbinte si fara atmosfera. In decursul timpului el s-a racit si a capatat o atmosfera din emisia de gaze a rocilor. In aceasta atmosfera timpurie nu am fi putut supravietui. Ea nu continea oxigen, ci o multime de alte gaze otravitoare pentru noi, cum sunt hidrogenul sulfurat (gazul care da oualor stricate mirosul lor). Exista insa alte forme primitive de viata care se pot dezvolta in aceste conditii. Se crede ca ele s-au dezvoltat in oceane, posibil ca rezultat al combinarilor intamplatoare de atomi formand structuri mari, numite macromolecule, care erau capabile sa asambleze atat atomi din ocean in structuri asemanatoare. Astfel, ele s-ar fi reprodus si multiplicat. In unele cazuri existau erori la reproducere. Majoritatea acestor erori erau astfel W cat noile macromolecule nu se puteau reproduce si in cele din urma se distrugeau. Totusi, cateva erori ar fi produs macromolecule care erau chiar mai bune reproducatoare. Ele aveau deci un avantaj si au incercat sa inlocuiasca macromoleculele initiale. In acest fel a inceput un proces de evolutie care a dus la dezvoltarea unor organisme auto-reproducatoare din ce in ce mai complicate. Primele forme primitive de viata consumau diferite materiale, inclusiv hidrogen sulfurat, si eliberau oxigen. Acest fapt a modificat treptat atmosfera la compozitia pe care o are astazi si a permis dezvoltarea unor forme de viata mai evoluate cum sunt pestii, reptilele, mamiferele si, in cele din urma, rasa umana.

Aceasta imagine a universului care a inceput foarte fierbinte si s-a racit pe masura ce s-a extins este in concordanta cu toate dovezile experimentale pe care le avem astazi. Cu toate acestea, ea lasa fara raspuns mai multe intrebari importante:

1) De ce a fost universul timpuriu asa de fierbinte?

2) De ce este universul atat de omogen la scara mare? De ce arata la fel in toate punctele din spatiu si in toate directiile? In special, de ce temperatura radiatiei de fond de microunde este aproape aceeasi cand privim in directii diferite? Intr-un fel este ca atunci cand pui o intrebare la examen mai multor studenti. Daca toti dau exact acelasi raspuns, poti fi sigur ca au comunicat intre ei. Si totusi, in modelul descris mai sus, lumina nu ar fi avut timp de la Big Bang sa ajunga de la o regiune indepartata la alta, chiar daca regiunile erau apropiate in universul timpuriu. Conform teoriei relativitatii, daca lumina nu poate ajunge de la o regiune la alta, nici o alta informatie nu poate. Astfel, nu ar fi existat nici un mod in care diferite regiuni din universul timpuriu ar fi putut ajunge sa aiba aceeasi temperatura, in afara de cazul cand pentru un motiv necunoscut s-a intamplat ca ele sa porneasca de la aceeasi temperatura.

3) De ce a inceput universul cu o rata de expansiune atat de apropiata de cea critica, ce separa modelele care sufera un nou colaps de acelea in care continua sa se extinda pentru totdeauna, astfel ca acum, zece miliarde de ani mai tarziu, el tot se mai extinde cu o rata apropiata de cea critica? Daca rata de expansiune la o secunda dupa Big Bang ar fi fost mai mica cu o parte dintr-o suta de miliarde de milioane, universul ar fi suferit un nou colaps inainte de a fi ajuns la dimensiunea actuala.

4) In ciuda faptului ca universul este atat de omogen si izotrop la scara mare, el contine neregularitati cum sunt stelele si galaxiile. Se crede ca acestea s-au dezvoltat din mici diferente ale densitatii universului timpuriu de la o regiune la alta. Care a fost originea acestor fluctuatii ale densitatii?

Teoria generala a relativitatii nu poate explica singura aceste caracteristici sau raspunde la aceste intrebari datorita prezicerii sale ca universul a inceput cu o densitate infinita la singularitatea Big Bang-ului. La singularitate, relativitatea generalizata si toate celelalte legi ale fizicii inceteaza sa mai functioneze: nu se poate prezice ce va rezulta din singularitate. Asa cum s-a explicat ulterior aceasta inseamna ca Big Bang-ul si toate evenimentele dinaintea lui pot fi eliminate din teorie, deoarece ele nu pot avea vreun efect asupra ceea ce observam noi. Spatiu-timpul ar avea o limita un inceput la Big Bang.

Se pare ca stiinta nu a descoperit un set de legi care, in limitele determinate de principiul de incertitudine, ne spun cum se va dezvolta universul in timp, daca stim starea sa la un moment dat. Poate ca aceste legi au fost initial decretate de Dumnezeu, dar rezulta ca de atunci el a lasat universul sa evolueze conform acestora si nu intervine. Dar cum a ales el starea sau configuratia initiala a universului? Care erau "conditiile la limita" la inceputul timpului?

Un raspuns posibil este de a spune ca Dumnezeu a ales configuratia initiala a universului din motive pe care noi nu putem spera sa le intelegem. Aceasta, desigur, ar fi fost in puterea unei fiinte atotputernice, dar daca ea ar fi creat universul intr-un mod atat de neinteles, de ce a ales sa-l lase sa evolueze conform unor legi pe care le-am putea intelege? Intreaga istorie a stiintei a constat in intelegerea treptata a faptului ca evenimentele nu se produc arbitrar, ci reflecta o anumita ordine fundamentala, care poate fi sau nu de inspiratie divina. Ar fi natural sa se presupuna ca aceasta ordine ar trebui sa se aplice nu numai legilor, dar si conditiilor la limita ale spatiu-timpului care specifica starea initiala a universului. Poate exista un mare numar de modele ale universului cu diferite conditii initiale care toate respecta legile. Ar trebui sa existe un principiu care sa aleaga o stare initiala si deci un model care sa reprezinte universul nostru.

O astfel de posibilitate o reprezinta asa-numitele conditii la limita haotice. Acestea presupun implicit ca universul este spatial infinit sau ca exista infinit de multe universuri. In conditiile la limita haotice, probabilitatea de a gasi o anumita regiune a spatiului intr-o configuratie data imediat dupa Big Bang, este aceeasi, intr-un fel, cu probabilitatea de a o gasi in oricare alta configuratie: starea initiala a universului este aleasa pur si simplu intamplator. Aceasta ar insemna ca universul timpuriu a fost probabil foarte haotic, neregulat, deoarece exista mult mai multe configuratii haotice fi dezordonate ale universului decat cele omogene si ordonate. (Daca fiecare configuratie are probabilitate egala, este probabil ca universul a inceput intr-o stare haotica si dezordonata, pur si simplu deoarece exista mult mai multe dintre acestea.) Este greu de vazut cum au putut da nastere aceste conditii initiale haotice unui univers atat de omogen si regulat la scara mare cum este al nostru astazi. Ar fi fost de asteptat ca fluctuatiile de densitate intr-un model de acest fel sa conduca la formarea mult mai multor gauri negre primordiale decat limita superioara care a fost determinata prin observatiile asupra fondului de raze gamma.

Daca universul este intr-adevar infinit in spatiu sau daca exista infinit de multe universuri, ar exista probabil unele regiuni, mari undeva, care au inceput in mod omogen si uniform. Este cam ca bine cunoscuta ceata de maimute care lovesc clapele unor masini de scris majoritatea celor scrise nu ar insemna nimic, dar foarte rar, pur si simplu din intamplare, vor scrie unul dintre sonetele lui Shakespeare. Similar, in cazul universului, s-ar putea intampla ca noi sa traim intr-o regiune care din intamplare este omogena si izotropa? La prima vedere acest lucru ar fi foarte putin probabil deoarece numarul unor astfel de regiuni netede ar fi cu mult depasit de cel al regiunilor haotice si neregulate. Totusi; sa presupunem ca numai in regiunile omogene se formau galaxii si stele fi erau conditii propice pentru dezvoltarea unor organisme complicate auto-reproducatoare ca ale noastre, care erau capabile sa puna intrebarea: De ce este universul atat de omogen? Acesta este un exemplu de aplicare a ceea ce se numeste principiul antropic, care poate fi parafrazat astfel: "Vedem universul asa cum este deoarece existam."

Exista doua versiuni ale principiului antropic, slab si tare. Principiul antropic slab afirma ca intr-un univers care este mare sau infinit in spatiu si/sau timp, conditiile necesare pentru dezvoltarea vietii inteligente s-ar intalni numai in anumite regiuni limitate in spatiu si timp. Fiintele inteligente din aceste regiuni nu ar trebui deci sa fie surprinse daca ar observa ca pozitia lor in univers satisface conditiile necesare pentru existenta lor. Este cam ca o persoana bogata care traieste intr-o vecinatate prospera fara sa vada saracia.

Un exemplu de utilizare a principiului antropic slab este de a "explica" de ce s-a produs Big Bang-ul acum circa zece miliarde de ani pentru ca atat este necesar fiintelor inteligente sa evolueze. Asa cum s-a explicat mai sus, a trebuit sa se formeze mai intai o generatie timpurie de stele. Aceste stele au transformat o parte din hidrogenul si heliul initial in elemente cum smt carbonul si oxigenul, din care suntem facuti. Apoi stelele au explodat formand supernove si resturile lor au format alte stele si planete, printre care acelea din Sistemul nostru Solar, care are varsta de circa cinci miliarde de ani. Primele unul sau doua miliarde de ani din existenta pamantului au fost prea fierbinti pentru ca sa se poata dezvolta ceva complicat. Restul de trei miliarde de ani au fost consumati de lentul proces al evolutiei biologice, care a condus de la organismele cele mai simple la fiinte capabile sa masoare timpul inapoi pana la Big Bang.

Putine persoane ar contrazice valabilitatea sau utilitatea principiului antropic slab. Unii insa merg mult mai departe si propun o versiune tare a principiului. Conform acestei teorii exista multe universuri diferite sau multe regiuni diferite ale unui singur univers, fiecare cu propria configuratie initiala si, poate, cu propriul set de legi ale stiintei. In majoritatea acestor universuri, conditiile nu ar fi corespunzatoare pentru dezvoltarea organismelor complicate; numai in putine universuri care sunt ca al nostru s-ar dezvolta fiinte inteligente si ar pune intrebarea: "De ce este universul asa cum il vedem?" Atunci raspunsul este simplu: Daca ar fi fost altfel, noi nu am fi fost aici!

Legile stiintei, asa cum le cunoastem in prezent, contin multe numere fundamentale, cum sunt marimea sarcinii electrice a electronului si raportul dintre masele protonului si electronului. Nu putem, cel putin in prezent, sa prezicem din teorie valorile acestor numere trebuie sa le gasim din observatii. Poate ca intr-o zi vom descoperi o teorie unificata completa care sa le prezica pe toate, dar este posibil, de asemenea, ca unele dintre ele sau toate sa varieze de la un univers la altul sau in cadrul unui singur univers. Este remarcabil ca valorile acestor numere par sa fi fost foarte bine ajustate, incat sa faca posibila dezvoltarea vietii. De exemplu, daca sarcina electrica a unui electron ar fi doar putin diferita, stelele nu ar fi putut arde hidrogen si heliu, sau ele nu ar fi putut exploda. Desigur, ar fi putut exista alte forme de viata inteligenta, pe care scriitorii de literatura stiintifico-fantastica nici n-au visat-o, care nu ar avea nevoie de lumina unei stele ca soarele nostru sau de elementele chimice mai grele care se formeaza in stele si sunt imprastiate in spatiu atunci cand steaua explodeaza. Cu toate acestea, pare sa fie clar ca exista relativ putine valori numerice care ar permite dezvoltarea unei forme de viata inteligente. Majoritatea seturilor de valori ar da nastere unor universuri care, desi ar putea fi foarte frumoase, nu ar contine pe cineva care sa poata admira acea frumusete. Acest fapt poate fi considerat ca un scop divin al Creatiei si alegerii legilor stiintei sau ca sprijin pentru principiul antropic tare.

Exista mai multe obiectii care pot fi aduse principiului antropic tare ca o explicatie a starii observate a universului. In primul rand, in ce sens se poate spune ca exista aceste universuri diferite? Daca ele sunt intr-adevar separate unul de altul, ceea ce se intampla in alt univers nu poate avea consecinte observabile in propriul nostru univers. Prin urmare trebuie sa utilizam principiul economiei si sa le eliminam din teorie. Daca, pe de alta parte, ele sunt doar regiuni diferite ale unui singur univers, legile stiintei ar fi aceleasi in fiecare regiune, deoarece altfel nu s-ar putea efectua o deplasare continua de la o regiune la alta. In acest caz, singura diferenta intre regiuni ar fi configuratia lor initiala si astfel principiul antropic tare se reduce la principiul antropic slab.

O a doua obiectie la principiul antropic tare este ca el se opune evolutiei intregii istorii a stiintei. Noi am evoluat de la cosmologiile geocentrice ale lui Ptolemeu si stramosilor sai, prin cosmologia heliocentrica a lui Copernic si Galilei, la imaginea moderna in care pamantul este o planeta de marime medie, care se misca pe orbita in jurul unei stele medii in marginile unei galaxii spirale obisnuite, care este ea insasi una din circa un milion de milioane de galaxii din universul observabil. Si totusi principiul antropic tare ar sustine ca toata aceasta vasta constructie exista numai de dragul nostru. Acest lucru este foarte greu de crezut. Sistemul nostru Solar este desigur o necesitate pentru existenta noastra si aceasta se poate extinde la toata galaxia pentru a permite generarea anterioara a stelelor care au creat elementele grele. Dar nu pare a fi o necesitate a existentei celorlalte galaxii nici ca universul sa fie atat de uniform si asemanator in orice directie, la scara mare.

Principiul antropic ar fi privit mai favorabil, cel putin in versiunea slaba, daca s-ar putea arata ca mai multe configuratii initiale diferite ale universului ar fi evoluat astfel incat sa produca un univers ca acela pe care-l observam. Daca se intampla asa, un univers care s-a dezvoltat din conditii initiale intamplatoare ar trebui sa contina mai multe regiuni omogene si izotrope si adecvate pentru evolutia vietii inteligente. Pe de alta parte, daca starea initiala a universului a trebuit sa fie aleasa extrem de atent pentru a conduce la ceva asemanator cu ceea ce vedem in jurul nostru, nu ar fi probabil ca universul sa contina vreo regiune in care ar aparea viata. In modelul Big Bang fierbinte descris mai sus, in universul timpuriu nu era suficient timp incat caldura sa treaca de la o regiune la alta. Aceasta inseamna ca starea initiala a universului ar fi trebuit sa aiba exact aceeasi temperatura peste tot pentru a explica faptul ca fondul de microunde are aceeasi temperatura in orice directie privim. Rata initiala de expansiune ar fi trebuit, de asemenea, sa fie aleasa foarte precis pentru ca rata de expansiune sa fie atat de apropiata de rata critica necesara pentru a evita colapsul. Aceasta inseamna ca starea initiala a universului trebuie sa fi fost intr-adevar foarte bine aleasa daca modelul Big Bang fierbinte era corect atunci, la inceputul timpului. Ar i foarte greu sa se explice de ce universul a trebuit sa inceapa exact asa, in afara de faptul ca a fost un act al lui Dumnezeu care intentiona sa creeze stiinte ca noi.

Incercand sa gaseasca un model al universului in care mai multe configuratii initiale diferite ar fi putut evolua catre ceva asemenea universului actual, un savant de la Institutul Tehnologic din Massachusetts, Alan Guth, a sugerat ca universul timpuriu trebuie sa fi trecut printr-o perioada de expansiune foarte rapida. Aceasta expansiune se numeste "inflationista", insemnand ca odinioara universul s-a extins cu o rata crescatoare, nu cu o rata descrescatoare cum o face astazi. Conform lui Guth, raza universului a crescut de un milion de milioane de milioane de milioane de milioane (1 urmat de treizeci de zerouri) de ori numai intr-o mica fractiune dintr-o secunda.

Guth a sugerat ca universul a inceput de la Big Bang intr-o stare foarte fierbinte, dar haotica. Aceste temperaturi inalte ar fi insemnat ca particulele din univers s-ar fi miscat foarte repede si ar fi avut energii inalte. Asa cum am discutat mai inainte, ar fi de asteptat ca la temperaturi asa de inalte interactiile nucleare tari si slabe, precum si forta electromagnetica, sa fie toate unificate intr-o singura forta. Pe masura ce universul se extindea, el s-ar fi racit si energiile particulelor ar fi scazut. In cele din urma, ar fi existat o tranzitie de faza si simetria intre forte ar fi fost distrusa: interactia tare ar fi devenit diferita de interactia slaba si forta electromagnetica. Un exemplu obisnuit al unei tranzitii de faza este inghetarea apei atunci cand o raciti. Apa lichida este simetrica, aceeasi in orice punct si in orice directie. Totusi, cand se formeaza cristalele de gheata, ele vor avea pozitii definite si vor fi aliniate intr-o directie. Aceasta distruge simetria apei.

In cazul apei, daca se lucreaza cu atentie, se poate supraraci apa, adica se poate reduce temperatura sub punctul de inghet (0°C) fara formarea ghetii. Guth a sugerat ca universul ar putea sa se comporte in mod asemanator: temperatura putea scadea sub valoarea critica fara a distruge simetria fortelor. Daca s-a intamplat acest lucru, universul ar fi intr-o stare instabila, cu mai multa energie decat daca simetria ar fi fost distrusa. Se poate arata ca aceasta energie suplimentara speciala are un efect antigravitational: ea ar fi actionat precum constanta cosmologica pe care Einstein a introdus-o in relativitatea generalizata atunci cand incerca sa construiasca un model static al universului. Deoarece universul se extindea deja exact ca in modelul Big Bang fierbinte, efectul de respingere al acestei constante cosmologice ar fi facut deci ca universul sa se extinda cu o rata care crestea uniform. Chiar in regiuni in care existau mai multe particule de materie decat media, atractia gravitationala a materiei ar fi depasit respingerea constantei cosmologice efective. Astfel, aceste regiuni s-ar extinde, de asemenea, intr-un mod accelerat inflationist. Pe masura ce ele se extindeau si particulele de materie se departau una de alta, ar fi ramas un univers in expansiune care continea foarte putine particule si era inca in stare supraracita. Neregularitatile existente in univers ar fi fost netezite de expansiune, asa cum incretiturile unui balon se netezesc atunci cand este umflat. Astfel, starea actuala omogena si izotropa a universului ar fi putut evolua din multe stari initiale neuniforme diferite.

Intr-un univers de acest fel, in care expansiunea era accelerata de o constanta cosmologica in loc de a fi incetinita de atractia gravitationala a materiei, ar fi fost timp suficient pentru ca lumina sa se deplaseze de la o regiune la alta in universul timpuriu. Aceasta ar putea da o solutie problemei aparute mai inainte: de ce regiuni diferite din universul timpuriu au aceleasi proprietati. Mai mult, rata expansiunii universului ar deveni automat foarte apropiata de rata critica determinata de densitatea energiei universului. Aceasta ar putea explica de ce rata de expansiune este inca atat de apropiata de rata critica, fara sa trebuiasca sa presupunem ca rata initiala de expansiune a universului a fost aleasa cu multa grija.

Ideea inflatiei ar putea explica, de asemenea, de ce exista asa de multa materie in univers. In regiunea universului pe care o putem observa exista circa zece milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane de milioane (1 urmat de optzeci si cinci de zerouri) de particule. De unde au venit toate? Raspunsul este ca, in teoria cuantica, particulele pot fi create din energie in forma de perechi de particula/ antiparticula. Dar apare intrebarea de unde vine energia. Raspunsul este ca energia totala a universului este exact zero. Materia din univers este formata din energie pozitiva. Totusi, materia se atrage pe sine prin gravitatie. Doua bucati de materie apropiate au mai putina energie decat aceleasi doua bucati aflate foarte departe una de alta, deoarece ati cheltuit energie sa le separati actionand impotriva fortei gravitationale care le atrage una spre alta. Astfel, intr-un fel, campul gravitational are energie negativa. In cazul unui univers care este aproximativ uniform in spatiu, se poate arata ca aceasta energie gravitationala negativa anuleaza exact energia pozitiva reprezentata de materie. Astfel, energia totala a universului este zero.

Dar, de doua ori zero fac tot zero. Astfel, universul isi poate dubla cantitatea de energie pozitiva a materiei si-si poate dubla si energia gravitationala negativa fara incalcarea conservarii energiei. Acest lucru nu se intampla la expansiunea normala a universului in care densitatea energiei materiei scade pe masura ce universul devine mai mare. El se intampla, totusi, la expansiunea inflationista, deoarece densitatea energiei starii supraracite ramane constanta in timp ce universul se extinde; cand universul isi dubleaza dimensiunea, energia pozitiva a materiei si energia negativa gravitationala se dubleaza amandoua, astfel ca energia totala ramane zero. In timpul fazei inflationiste, universul isi mareste dimensiunea cu o valoare foarte mare. Astfel, cantitatea totala de energie disponibila pentru crearea particulelor devine foarte mare. Asa cum remarca Guth: "Se spune ca nu exista lucruri ca un pranz gratis. Dar universul este ultimul pranz gratis."

Astazi universul nu se extinde inflationist. Rezulta ca trebuie sa existe un mecanism care ar elimina constanta cosmologica efectiva foarte mare si care ar schimba astfel rata de expansiune de la una accelerata la una incetinita de gravitatie, asa cum avem astazi. In expansiunea inflationista se poate astepta ca pana la urma simetria dintre forte sa fie distrusa, exact asa cum apa supraracita ingheata intotdeauna in final. Energia suplimentara a starii simetrice ar fi eliberata si ar reincalzi universul la o temperatura imediat sub temperatura critica pentru simetria dintre forte. Atunci, universul ar continua sa se extinda si sa se raceasca exact ca in modelul Big Bang fierbinte, dar acum ar exista o explicatie a faptului ca universul se extindea exact cu rata critica si ca diferite regiuni aveau aceeasi temperatura.

In propunerea originala a lui Guth se presupunea ca tranzitia de faza se produce brusc, asa cum cristalele de gheata apar in apa foarte rece. Ideea era ca in vechea faza se formau "bule" din noua faza cu simetria distrusa ca bulele de aburi inconjurate de apa care fierbe. Se presupunea ca bulele se extindeau si se uneau pana ce intregul univers ajungea in noua faza. Problema era, asa cum eu si alti cativa am aratat, ca universul se extindea atat de repede incat chiar daca bulele ar fi crescut cu viteza luminii, ele s-ar fi indepartat unele de altele astfel ca nu ar fi putut sa se uneasca. Universul ar fi ramas intr-o stare foarte neuniforma, cu unele regiuni avand inca simetrie intre diferitele forte. Un model de acest fel al universului nu ar corespunde cu ceea ce vedem.

In octombrie 1981 m-am dus la Moscova pentru o conferinta despre gravitatia cuantica. Dupa conferinta am tinut un seminar despre modelul inflationist si problemele sale la Institutul Astronomic Sternberg. Inainte de acesta, aveam pe altcineva care sa-mi tina cursurile, pentru ca majoritatea oamenilor nu intelegeau ce spun. Dar nu am avut timp sa pregatesc acest seminar, asa ca l-am tinut chiar eu, unul dintre studentii mei repetandu-mi spusele. In sala era un tanar rus, Andrei Linde, de la Institutul Lebedev din Moscova. EI a spus ca dificultatea datorata bulelor care nu se unesc poate fi evitata daca bulele ar fi atat de mari incat regiunea noastra din univers sa fie continuta in intregime intr-o singura bula. Pentru ca acest lucru sa fie corect, trebuia ca trecerea de la simetrie la lipsa de simetrie sa se faca foarte lent in interiorul bulei, si acest lucru este destul de posibil conform marilor teorii unificate. Ideea lui Linde despre distrugerea lenta a simetriei a fost foarte buna, dar ulterior am realizat ca bulele sale ar fi trebuit sa fie mai mari decat dimensiunea de atunci a universului! Am aratat ca, in schimb, simetria trebuia sa fie distrusa peste tot in acelasi timp nu numai in interiorul bulelor. Aceasta ar conduce la un univers uniform, asa cum il observam. Am fost foarte interesat de aceasta idee si am discutat-o cu unul dintre studentii mei, Jan Moss. Ca prieten al lui Linde, am fost stanjenit, totusi, cand ulterior o revista stiintifica mi-a trimis lucrarea sa si m-a intrebat daca era buna de publicat. Am raspuns ca exista aceasta fisura a bulelor care trebuiau sa fie mai mari decat universul, dar ca ideea de baza a distrugerii lente a simetriei era foarte buna. Am recomandat ca lucrarea sa fie publicata asa cum este deoarece lui Linde i-ar trebui cateva luni ca s-o corecteze, pentru ca tot ce era trimis in vest trebuia sa treaca prin cenzura sovietica, aceasta nefiind nici priceputa si nici foarte rapida cu lucrarile stiintifice. In schimb, am scris o lucrare scurta cu Jan Moss in aceeasi revista in care am descris aceasta problema cu bulele si am aratat cum ar putea fi rezolvata.

A doua zi dupa ce m-am intors de la Moscova am plecat la Philadelphia, unde trebuia sa primesc o medalie de la Institutul Franklin. Secretara mea Judy Fella si-a utilizat farmecul deloc neglijabil pentru a convinge British Airways sa ne dea ei si mie locuri gratis pe un Concorde, pentru publicitate. Insa din cauza ploii torentiale am pierdut avionul. Totusi, am ajuns la Philadelphia si mi-am primit medalia. Mi s-a cerut atunci sa tin un seminar despre universul inflationist la Universitatea Drexel din Philadelphia. Am tinut acelasi seminar despre universul inflationist ca si la Moscova.

O idee foarte asemanatoare cu cea a lui Linde a fost propusa independent cateva luni mai Grziu de Paul Stenhardt si Andreas Albrecht de la Universitatea din Pennsylvania. Ei sunt considerati acum impreuna cu Linde creatorii "noului model inflationist" bazat pe ideea unei distrugeri lente a simetriei. (Vechiul model inflationist era propunerea originala a lui Guth a unei distrugeri rapide a simetriei o data cu formarea bulelor.)

Noul model inflationist a fost o incercare buna de a explica de ce universul este asa cum este. Totusi, eu si cateva alte persoane am aratat ca, cel putin in forma sa originala, el prezicea variatii mult mai mari ale temperaturii radiatiei de fond de microunde decat sunt observate. Activitatea ulterioara a pus la indoiala, de asemenea, daca universul foarte timpuriu putea fi o tranzitie de faza de tipul necesar. Dupa parerea mea, noul model inflationist este acum mort ca teorie stiintifica, desi o multime de persoane nu par a fi auzit despre decesul sau si scriu lucrari ca si cand ar fi inca viabil. In 1983, Linde a propus un model mai bun, numit modelul inflationist haotic. In cadrul acestui model nu exista tranzitie de faza sau supraracire. In schimb, exista un camp de spin 0, care, datorita fluctuatiilor cuantice, ar avea valori mari in unele regiuni din universul timpuriu. Energia campului din aceste regiuni s-ar comporta ca o constanta cosmologica. Ea ar avea un efect gravitational de respingere determinand extinderea inflationista a acelor regiuni. Pe masura ce ele se extind, energia campului din ele ar descreste lent pana ce expansiunea inflationista se schimba intr-o expansiune ca aceea din modelul Big Bang fierbinte. Una din aceste regiuni ar deveni ceea ce vedem acum ca univers observabil. Acest model are toate avantajele modelelor inflationiste anterioare, dar el nu depinde de o tranzitie de faza indoielnica si, in plus, el poate da o valoare rezonabila a fluctuatiilor de temperatura a fondului de microunde care concorda cu observatia.

Aceasta activitate privind modelele inflationiste a aratat ca starea actuala a universului ar fi putut proveni dintr-un numar destul de mare de configuratii initiale diferite. Acest lucru este important, deoarece arata ca starea initiala a partii de univers pe care o locuim nu a trebuit sa fie aleasa cu mare grija. Astfel ca, daca dorim, putem utiliza principiul antropic slab pentru a explica de ce universul arata asa cum este acum. Nu se poate insa ca fiecare configuratie initiala sa fi condus la un univers ca acela pe care-l observam. Acest lucru se poate demonstra considerand pentru universul actual o stare foarte diferita, sa spunem o stare foarte neregulata si neomogena. Legile stiintei pot fi utilizate pentru a urmari inapoi in timp evolutia universului, pentru a determina configuratia sa la inceput. Conform teoremelor singularitatilor din relativitatea generalizata clasica, ar fi existat o singularitate Big Bang. Daca faceti sa evolueze un univers de acest fel inainte in timp conform legilor stiintei, veti incheia cu starea neomogena si neregulata cu care ati inceput. Astfel ca trebuie sa fi existat configuratii initiale care nu ar fi dat nastere unui univers ca acela pe care-l vedem astazi. Rezulta ca modelul inflationist nu ne spune de ce configuratia initiala nu a fost astfel incat sa produca ceva foarte diferit de ceea ce observam. Trebuie sa ne intoarcem la principiul antropic pentru o explicatie? A fost doar o intamplare norocoasa? Aceasta ar parea o idee a disperarii, o negare a tuturor sperantelor noastre de a intelege ordinea fundamentala a universului.

Pentru a prezice modul in care a inceput universul sunt necesare legi care sunt valabile la inceputul timpului. Daca teoria clasica a relativitatii generalizate era corecta, teoremele pe care Roger Penrose si cu mine le-am demonstrat arata ca inceputul timpului trebuie sa fi fost un punct de densitate infinita si curbura infinita a spatiu-timpului. Intr-un astfel de punct nici una dintre legile cunoscute le stiintei nu mai functioneaza. Se poate presupune ca erau legi noi care erau valabile la singularitati, dar ar fi foarte dificil chiar sa se formuleze astfel de legi in puncte care se comporta atat de prost si nu am avea indicatii din observatii despre ce ar putea fi aceste legi. Totusi, teoremele singularitatilor arata ca, in realitate, campul gravitational devine atat de puternic incat efectele gravitationale cuantice devin importante; teoria clasica nu mai reprezinta o descriere buna a universului. De aceea, pentru a discuta etapele foarte timpurii ale universului trebuie sa se utilizeze o teorie cuantica a gravitatiei. Asa cum vom vedea, in teoria cuantica este posibil ca legile obisnuite ale stiintei sa fie valabile peste tot, inclusiv la inceputul timpului: nu este necesar sa se postuleze noi legi pentru singularitati, deoarece in teoria cuantica nu este necesar sa existe singularitati.

Nu avem inca o teorie completa si consistenta care sa combine mecanica cuantica si gravitatia. Totusi, suntem destul de siguri de anumite caracteristici pe care o teorie unificata ar trebui sa le aiba. Una este ca ea trebuie sa inglobeze propunerea lui Feynman de a formula teoria cuantica in functie de o suma a istoriilor. In aceasta abordare, o particula nu are doar o singura istorie, asa cum ar fi avut in teoria clasica. In schimb, se presupune ca urmeaza fiecare traiectorie posibila in spatiu-timp si fiecarei istorii i se asociaza doua numere, unul care reprezinta dimensiunea unei unde si celalalt reprezentand pozitia sa in ciclu (faza sa). Probabilitatea ca particula, sa spunem, sa treaca printr-un anumit punct se gaseste adunand undele asociate fiecarei istorii posibile care trece prin acel punct. Daca insa se incearca intr-adevar efectuarea acestor sume, se ajunge la probleme tehnice serioase. Singura cale de a le ocoli este de a urma o indicatie speciala: trebuie sa se adune undele pentru istoriile particulei care nu sunt in timpul "real" pe care il cunoastem, ci au loc in ceea ce se numeste timpul imaginar. Timpul imaginar poate suna a literatura stiintifico-fantastica dar, de fapt, este un concept matematic bine definit. Daca luam orice numar obisnuit (sau "real") si il inmultim cu el insusi, rezultatul este un numar pozitiv. (De exemplu, 2 ori 2 fac 4, dar se obtine acelasi rezultat pentru -2 ori -2.) Exista insa numere speciale (numite imaginare) care dau numere negative atunci cand se inmultesc cu ele insele. (Acela numit i, cand este inmultit cu el insusi, da -1, 2 inmultit cu el insusi da 4 s.a.m.d.)

Pentru a evita dificultatile tehnice la suma istoriilor a lui Feynman, trebuie sa se utilizeze timpul imaginar. Adica pentru efectuarea calculelor timpul trebuie sa se masoare utilizand numere imaginare in loc de numere reale: Acest lucru are un efect interesant asupra spatiu-timpului; distinctia dintre timp si spatiu dispare complet. Un spatiu-timp in care evenimentele au valori imaginare ale coordonatei timpului se numeste euclidian, dupa un grec din antichitate, Euclid, care a pus bazele studiului geometriei suprafetelor bi-dimensionale. Ceea ce numim acum spatiu-timp euclidian este foarte asemanator cu exceptia faptului ca el are patru dimensiuni in loc de doua. In spatiul euclidian nu e nici o diferenta intre directia timpului si directiile in spatiu. Pe de alta parte, in spatiu-timpul real, in care evenimentele sunt marcate de valori reale, obisnuite ale coordonatei timpului, este usor sa spui care este diferenta directia timpului in toate punctele se gaseste in conul de lumina si directiile spatiului se gasesc in afara lui. In orice caz, in ceea ce priveste mecanica cuantica obisnuita, putem privi utilizarea timpului imaginar si a spatiu-timpului euclidian doar ca un aparat (sau artificiu) matematic pentru a calcula raspunsurile privind spatiu-timpul real.

O a doua caracteristica pe care credem ca trebuie sa o aiba orice teorie finala este ideea lui Einstein ca un camp gravitational se reprezinta prin spatiu-timpul curbat; particulele incearca sa urmeze corpul cel mai apropiat pe o traiectorie dreapta intr-un spatiu curbat, dar deoarece spatiu-timpul nu este plan, traiectoriile sale sunt curbate, asa cum sunt intr-un camp gravitational. Atunci cand la conceptia despre gravitatie a lui Einstein aplicam suma pe toate istoriile a lui Feynman, analogul istoriei unei particule este acum un spatiu-timp complet curbat care reprezinta istoria intregului univers. Pentru a evita dificultatile tehnice la efectuarea reala a sumei peste toate istoriile, aceste sisteme spatiu-timp curbate trebuie considerate euclidiene. Adica timpul este imaginar si nu poate fi distins de directiile spatiului. Pentru a calcula probabilitatea de gasire a unui spatiu-timp real cu o anumita proprietate, cum este aceea ca arata la fel in orice punct si in orice directie, se aduna undele asociate tuturor istoriilor care au acea proprietate.

In teoria clasica a relativitatii generalizate exista multe sisteme spatiu-timp curbate posibile, fiecare corespunzand unei stari initiale diferite a universului: Daca stim starea initiala a universului nostru, am sti intreaga sa istorie. In mod asemanator, in teoria cuantica a gravitatiei exista multe stari cuantice diferite posibile pentru univers. Din nou, daca stim cum se comporta sistemele spatiu-timp euclidiene curbate la inceput, am cunoaste starea cuantica a universului.

In teoria clasica a gravitatiei, care se bazeaza pe un spatiu-timp real, exista doar doua moduri posibile in care se poate comporta universul: ori a existat un timp infinit, ori a avut un inceput la o singularitate intr-un anumit moment in trecut. Pe de alta parte, in teoria cuantica a gravitatiei apare o a treia posibilitate. Deoarece se utilizeaza sisteme spatiu-timp euclidiene in care directia timpului nu difera de directiile spatiului, este posibil ca spatiu-timpul sa aiba intinderea finita si totusi sa nu aiba singularitati care sa formeze o limita sau o margine. Spatiu-timpul ar fi ca suprafata pamantului, doar ca ar avea inca doua dimensiuni. Suprafata pamantului are o intindere finita dar nu are limita sau o margine: daca navigati spre apus nu cadeti de pe margine sau nu intrati intr-o singularitate. (stiu, pentru ca am fost in jurul lumii!)

Daca spatiu-timpul euclidian se intinde inapoi spre un timp imaginar, sau incepe la o singularitate in timpul imaginar, avem aceeasi problema ca si specificarea starii initiale a universului in teoria clasica: poate ca Dumnezeu stie cum a inceput universul, dar noi nu putem indica un motiv special pentru a crede ca a inceput intr-un fel sau altul. Pe de alta parte, teoria cuantica a gravitatiei a deschis o noua posibilitate in care spatiu-timpul nu ar avea limita si deci nu ar fi necesar sa se specifice comportarea lui la limita. Nu ar fi singularitati la care legile stiintei sa nu mai functioneze si nici margine a spatiu-timpului unde ar trebui sa se faca apel la Dumnezeu sau la niste legi noi pentru a stabili conditiile la limita pentru spatiu-timp. Se poate spune: "Conditia la limita a universului este ca nu are limita." Universul ar fi complet independent si nu ar fi afectat de nimic din afara sa. El nu ar fi nici creat, nici distrus. Pur si simplu ar FI.

La conferinta de la Vatican mentionata anterior, eu am prezentat pentru prima oara ipoteza ca poate timpul si spatiul formau impreuna o suprafata care avea dimensiune finita dar nu avea limita sau margine. Lucrarea mea era matematica insa, astfel ca implicatiile sale pentru rolul lui Dumnezeu in crearea universului nu au fost general recunoscute in acel moment (nici chiar de mine). In momentul conferintei de la Vatican, nu stiam cum sa utilizez ideea "fara limita" pentru a face precizari despre univers. Vara urmatoare am petrecut-o la Universitatea Santa Barbara din California. Acolo, un coleg si prieten al meu, Jim Hartle, a lucrat impreuna cu mine pentru a gasi conditiile pe care trebuie sa le satisfaca universul daca spatiu-timpul nu are limita. Cand m-am intors la Cambridge, am continuat aceasta lucrare cu doi din studentii mei, Julian Luttrel si Jonathan Halliwell.

As vrea sa subliniez ca ideea ca timpul si spatiul ar trebui sa fie finit fara limita este doar o propunere; ea nu se poate deduce din alt principiu, ca oricare alta teorie stiintifica, ea a fost pusa in discutie din motive estetice si metafizice, dar testul real cere ca ea sa faca predictii care corespund observatiilor. Acest lucru este insa greu de determinat, in cazul gravitatiei cuantice, din doua motive. In primul rand, asa cum se va explica in capitolul urmator, nu suntem inca siguri care teorie combina in mod reusit relativitatea generalizata si mecanica cuantica, desi cunoastem destui de multe despre forma pe care trebuie sa o aiba o teorie de acest fel. In al doilea rand, orice model care descrie in detaliu intregul univers ar fi prea complicat din punct de vedere matematic pentru a-i putea calcula exact predictiile. Prin urmare, trebuie facute ipoteze si aproximatii simplificatoare si chiar si atunci problema obtinerii predictiilor ramane extraordinara.

Fiecare istorie din suma istoriilor nu descrie numai spatiu-timpul, ci si tot ce se afla in el, inclusiv organismele complicate ca fiintele umane care pot observa istoria universului. Aceasta poate da o alta justificare principiului antropic, deoarece, daca toate istoriile sunt posibile, atunci, atata timp cat noi existam intr-una din istorii, putem utiliza principiul antropic pentru a explica de ce universul este asa cum este. Nu este clar ce inteles poate fi atribuit celorlalte istorii in care noi nu existam. Acest punct de vedere al unei teorii cuantice a gravitatiei ar fi mult mai satisfacator, totusi, daca s-ar putea arata ca, utilizand suma istoriilor, universul nostru nu este doar una din istoriile posibile, ci una din cele mai probabile. Pentru a face aceasta, trebuie sa efectuam suma istoriilor pentru toate sistemele spatiu-timp euclidiene posibile care nu au limita.

In cadrul propunerii "fara limita" se arata ca sansa universului de a urma majoritatea istoriilor posibile este neglijabila, dar exista o familie speciala de istorii care sunt mult mai probabile decat celelalte. Aceste istorii pot fi reprezentate ca suprafata pamantului, distanta fata de Polul Nord reprezentand timpul imaginar iar dimensiunea unui cerc aflat la distanta constanta de Polul Nord reprezentand dimensiunea spatiala a universului. Universul incepe la Polul Nord ca un singur punct. Pe masura ce ne deplasam spre sud, paralelele aflate la distanta constanta de Polul Nord devin mai mari, corespunzand universului in expansiune in timpul imaginar (fig. 8.1). Universul ar ajunge la ecuator la o dimensiune maxima apoi s-ar contracta o data cu cresterea timpului imaginar catre un singur punct la Polul Sud. Chiar daca universul ar avea dimensiunea zero la Polul Nord si la Polul Sud, aceste puncte nu ar fi singularitati, desi Polul Nord si Polul Sud de pe pamant sunt singulare. Legile stiintei vor fi valabile in aceste puncte, exact cum sunt la Polul Nord si la Polul Sud de pe pamant.

Istoria universului in timp real insa ar arata foarte diferit. Acum zece sau douazeci de miliarde de ani, el ar fi avut o dimensiune minima, care era egala cu raza maxima a istoriei in timpul imaginar. La momente reale ulterioare, universul s-ar extinde ca in modelul haotic inflationist propus de Linde (dar acum nu mai trebuie sa se presupuna ca universul a fost creat cumva intr-o stare corespunzatoare). Universul s-ar extinde spre o dimensiune foarte mare si in cele din urma va suferi din nou un colaps catre ceea ce arata ca o singularitate in timpul real. Astfel, intr-un fel suntem toti condamnati, chiar daca ne tinem departe de gaurile negre. Numai daca am putea reprezenta universul in functie de timpul imaginar nu ar fi singularitati.

Daca universul este intr-adevar intr-o astfel de stare cuantica, nu ar exista singularitati in istoria universului in timpul imaginar, Prin urmare, s-ar parea ca lucrarea mea recenta a distrus rezultatele lucrarii mele anterioare privind singularitatile. Dar, asa cum am aratat mai sus, importanta reala a teoremelor singularitatilor era ca ele aratau ca de fapt campul gravitational trebuia sa devina atat de intens incat efectele gravitationale cuantice nu puteau fi ignorate. Aceasta, la randul sau, conduce la ideea ca universul ar putea fi finit in timpul imaginar, dar fara limite sau singularitati. Cand se merge inapoi in timpul real in care traim insa, tot mai apar singularitati. Sarmanul astronaut care cade intr-o gaura neagra tot va ajunge la un sfarsit nebulos, numai ca daca ar fi trait in timpul imaginar, nu ar fi intalnit singularitati.

Aceasta poate sugera ca asa-numitul timp imaginar este in realitate timpul real si ceea ce numim timp real este doar o plasmuire a imaginatiei noastre. In timpul real, universul are un inceput si un sfarsit la singularitati care formeaza o limita a spatiu-timpului si in care legile stiintei nu mai functioneaza. Dar in timpul imaginar nu exista singularitati sau limite. Astfel, poate ca ceea ce noi numim timp imaginar este in realitate mai concret si ceea ce numim timp real este doar o idee pe care o inventam pentru a ne ajuta la descrierea a ceea ce vedem ca este universul. Dar, conform abordarii pe care am descris-o in capitolul 1, o teorie stiintifica este doar un model matematic pe care il folosim pentru a descrie observatiile noastre; el exista doar in mintile noastre. Astfel, nu are sens sa ne intrebam: Care este real, timpul "real" sau timpul "imaginar"? Este pur si simplu vorba de care este cea mai utila descriere.

Se poate utiliza, de asemenea, suma istoriilor, impreuna cu propunerea "fara limite" pentru a afla care proprietati ale universului se produc impreuna. De exemplu, se poate calcula probabilitatea ca universul sa se extinda cu aproape aceeasi rata in toate directiile simultan cand densitatea universului are valoarea sa actuala. In modelele simplificate care au fost examinate pana acum, aceasta probabilitate s-a dovedit a fi mare; adica, conditia "fara limita" propusa conduce la prezicerea ca este extrem de probabil ca rata actuala de expansiune a universului sa fie aproape aceeasi in fiecare directie.

Aceasta este in acord cu observatiile radiatiei de fond de microunde, care arata ca ea are aproape aceeasi intensitate in orice directie. Daca universul s-ar extinde mai rapid in unele directii decat in celelalte, intensitatea radiatiei in acele directii s-ar reduce cu o deplasare spre rosu suplimentara.

In mod curent se elaboreaza noi preziceri ale conditiei "fara limita". O problema deosebit de interesanta este dimensiunea abaterilor mici fata de densitatea uniforma din universul timpuriu, care au determinat formarea mai intai a galaxiilor, apoi a stelelor si in final a noastra. Principiul de incertitudine implica faptul ca universul timpuriu nu putea fi complet uniform deoarece trebuie sa fi existat unele incertitudini sau fluctuatii ale pozitiilor si vitezelor particulelor. Utilizand conditia "fara limita", gasim ca universul trebuie sa fi inceput, de fapt, doar cu neuniformitatea minima posibila permisa de principiul de incertitudine. Apoi universul ar fi suferit o perioada de expansiune rapida, ca in modelele inflationiste. In aceasta perioada, neuniformitatile initiale s-ar fi amplificat pana ce au fost destul de mari pentru a explica originea structurilor pe care le vedem in jurul nostru. Intr-un univers in expansiune in care densitatea materiei varia usor de la un loc la altul, gravitatia ar fi determinat regiunile mai dense sa-si incetineasca expansiunea si sa inceapa sa se contracte. Aceasta ar fi condus la formarea galaxiilor, stelelor si, in cele din urma, chiar a unor creaturi neinsemnate ca noi. Astfel, toate structurile complicate pe care le vedem in univers ar putea fi explicate prin conditia "fara limita" a universului impreuna cu principiul de incertitudine din mecanica cuantica.

Ideea ca spatiul si timpul pot forma o suprafata inchisa fara limite are, de asemenea, implicatii profunde pentru rolul lui Dumnezeu in problemele universului. Datorita succesului teoriilor stiintifice in descrierea evenimentelor, majoritatea oamenilor au ajuns sa creada ca Dumnezeu a permis universului sa evolueze conform unui set de legi si nu intervine in univers pentru a incalca aceste legi. Totusi, legile nu ne spun cum trebuie sa fi aratat universul la inceput ar fi inca la latitudinea lui Dumnezeu sa intoarca ceasul si sa aleaga modul in care sa-l porneasca. Atat timp cu universul a avut un inceput, putem presupune ca a avut un creator. Dar, daca universul este complet independent, neavand limita sau margine, el nu ar fi avut nici inceput nici sfarsit: el pur si simplu ar fi fost. Si atunci, la ce bun un creator?