കുറച്ചു മാസങ്ങൾക്കുശേഷം പെൻസിൽവാനിയ സർവ്വകാലശാലയിലെ പോൾ സ്‌റ്റെൻ ഹാർട്ടും (Paul Steinhardt) ആൻഡ്രിയാഡ്‌ ആൻഡ്രിയാഡ്‌ ആൽബ്രെട്ടും (Andreas Albrecht) ചേർന്ന ലിൻഡെയുടേതിന്‌ വളരെ സാമ്യമുള്ള ഒരു ആശയം മുന്നോട്ട്‌ വെച്ചു സാവധാനം തകരുന്ന സമ്മിതി എന്ന ആശയത്തെ അടിസ്‌ഥാനപ്പെടുത്തിയുള്ള ‘പുതിയ ദ്രുതവികാസ മാതൃക’ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഇതിന്‌ ലിന്റെയോടൊപ്പം ഇവർക്കും കൂട്ടായ അംഗീകാരം നല്‌കപ്പെട്ടു. (കുളിമകളുണ്ടാവുന്ന ദ്രുതസമ്മിതി തകർച്ച എന്ന ഗുത്തിന്റെ ആദ്യത്തെ നിർദ്ദേശമാണ്‌ പഴയ ദ്രുതവികാസ മാതൃക).
പ്രപഞ്ചം എന്തുകൊണ്ടാണ്‌ ഇപ്പോഴുള്ളതുപോലെയിരിക്കുന്നത്‌ എന്ന്‌ വിശദീകരിക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു നല്ല ഉദ്യമമാണ്‌ പുതിയ ദ്രുതവികാസ മാതൃക. എന്നിരുന്നാലും, ഇത്‌ അതിന്റെ ആദ്യരൂപത്തിലെങ്കിലും, മൈക്രോവേവ്‌ പശ്ചാത്തല വികിരണങ്ങളുടെ ഊഷ്‌മാവിൽ, നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ വ്യതിയാനങ്ങൾ പ്രവചിക്കുന്നു എന്ന്‌ ഞാനും, മറ്റു പലരും തെളിയിച്ചു. പിന്നീടുള്ള ഗവേഷണങ്ങളും, ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഇത്‌ ആവശ്യപ്പെടുന്ന തരത്തിലുള്ള ഒരു അവസ്‌ഥാന്തരം ഉണ്ടായിരുന്നുവോ എന്ന കാര്യത്തിൽ സംശയമുയർന്നിട്ടുണ്ട്‌. എന്റെ വ്യക്തിപരമായ അഭിപ്രായത്തിൽ, ഒരു ശാസ്‌ത്ര സിദ്ധാന്തം എന്ന നിലക്ക്‌ പുതിയ ദ്രുത വികാസ മാതൃക ഇപ്പോൾ ജീവിച്ചിരിപ്പില്ല. എന്നാൽ, ഒരുപാട്‌ പേർ അതിന്റെ അന്ത്യത്തെപ്പറ്റി കേട്ടിട്ടില്ലെന്ന്‌ തോന്നുന്നു. അവർ ഇപ്പോഴും അത്‌ പ്രസക്തമാണെന്ന മട്ടിൽ പ്രബന്ധങ്ങളെഴുതിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നുണ്ട്‌. 1983-ൽ ലിൻഡെ, ശിഥില ദ്രുതവികാസമാതൃക (chaotic inflationary model) എന്ന പേരിൽ കൂടുതൽ മെച്ചപ്പെട്ട ഒരു മാതൃക മുന്നോട്ടു വെച്ചു. ഇതിൽ അവസ്‌ഥാന്തരമോ അതിശീതികരണമോ ഇല്ല. പകരം ഒരു ആ ചക്രണ മണ്ഡലമാണുള്ളത്‌. ഇതിന്‌ ഊർജ്ജകണ വ്യതിയാനങ്ങൾ കാരണം ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചത്തിലെ ചില പ്രദേശങ്ങളിൽ വളരെ വലിയ മൂല്യങ്ങളുണ്ടായിരിക്കും. ആ പ്രദേശങ്ങളിൽ മണ്ഡലത്തിന്റെ ഊർജ്ജം ഒരു പ്രപഞ്ച സംഖ്യയുടെ സ്വഭാവം പ്രകടിപ്പിക്കും. ഇതിന്‌ ഗുരുത്വവികർഷണ പ്രഭാവമുണ്ടാവും അതിനാൽ അത്‌ ആ പ്രദേശങ്ങളെ ദ്രതുവികാസ രീതിയിലുള്ള വികാസത്തിന്‌ വിധേയമാക്കും. അവ വികസിക്കുമ്പോൾ അവയിലെ ചക്രണ മണ്ഡലത്തിന്റെ ഊർജ്ജം സാവധാനം കുറയുകയും ദ്രുതവികാസം സാധാരണ തപ്‌ത മഹാസ്‌ഫോടന മാതൃകയിലെപ്പോലെയുള്ള വികാസമാവുകയും ചെയ്യും. ഈ പ്രദേശങ്ങളിലൊന്ന്‌ ഇന്നു കാണുന്നപോലുള്ള ദൃശ്യപ്രപഞ്ചം പോലയായി മാറും. ഈ മാതൃകക്ക്‌ മുമ്പത്തെ ദ്രുത വികാസമാതൃകകളുടെ എല്ലാ മെച്ചങ്ങളുമുണ്ട്‌. പക്ഷെ, അത്‌ സംശയാസ്‌പദമായ അവസ്‌ഥാന്തരത്തെ ആശ്രയിക്കുന്നില്ല. മാത്രമല്ല, അത്‌ നിരീക്ഷണങ്ങളുമായി യോജിക്കുന്ന വിധം മൈക്രോവേവ്‌ പശ്ചാത്തലത്തിന്റെ ഊഷ്‌മാവിന്‌ യുക്തമായ അളവിലുള്ള വ്യതിയാനം നല്‌കുന്നുമുണ്ട്‌.
ദ്രുത വികാസ മാതൃകകളെക്കുറിച്ചുള്ള ഈ പഠനം, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഇന്നത്തെ അവസ്‌ഥ വ്യത്യസ്‌തങ്ങളായ നിരവധി പ്രാരംഭ ക്രമവിന്യാസങ്ങളിൽ നിന്നു ഉരുത്തിരിഞ്ഞു വന്നിരിക്കാമെന്ന്‌ തെളിയിക്കുന്നു. ഇത്‌ വളരെ പ്രധാനമാണ്‌, കാരണം, ഇത്‌ കാണിക്കുന്നത്‌, നാം അധിവസിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചഭാഗത്തിന്റെ പ്രാരംഭാവസ്‌ഥ വളരെ ശ്രദ്ധാപൂർവ്വം തിരഞ്ഞെടുത്തതാവണമെന്നില്ലെന്നാണ്‌. അതിനാൽ നമുക്ക്‌ വേണമെങ്കിൽ പ്രപഞ്ചം ഇന്നു കാണുന്നതുപോലെയിരിക്കുന്നതെന്തുകൊണ്ടെന്ന്‌ വിശദീകരിക്കുവാൻ ദുർബ്ബല ആന്ത്രോപ്പിക്‌ തത്വം ഉപയോഗിക്കാം. എന്നാൽ, എല്ലാ പ്രാരംഭ ക്രമവിന്യാസങ്ങളും നാം കാണുന്നപോലുള്ള പ്രപഞ്ചത്തിലേക്ക്‌ നയിക്കുക അസാദ്ധ്യമാണ്‌. ഇത്‌ ഇന്നത്തെ പ്രപഞ്ചാവസ്‌ഥ വളരെ വ്യത്യസ്‌തമായി. അതായത്‌. കട്ടപിടിച്ചും ക്രമരഹിതവുമായി കണക്കാക്കിക്കൊണ്ട്‌ തെളിയിക്കുവാൻ സാധിക്കും. നമുക്ക്‌ ശാസ്‌ത്ര നിയമങ്ങളുപയോഗിച്ച്‌ പ്രപഞ്ചത്തെ സമയത്തിലൂടെ പിന്നിലേക്ക്‌ രൂപാന്തരം ചെയത്‌ ആദ്യകാല ക്രമവിന്യാസം നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയും. ക്ലാസ്സിക്കൽ ആപേക്ഷിക സിദ്ധാന്തത്തിലെ അദ്വിതീയാവസ്‌ഥ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ പ്രകാരം അപ്പോഴും ഒരു മഹാസ്‌ഫോടന അദ്വിതീയാവസ്‌ഥയുണ്ടായിരിക്കും. ഇനി അത്തരമൊരു പ്രപഞ്ചത്തെ സമയത്തിലൂടെ മുന്നിലേക്ക്‌ രൂപാന്തരം ചെയ്‌താൽ നാം ആരംഭിച്ച, കട്ട പിടിച്ചതും ക്രമരഹിതവുമായ അവസ്‌ഥയിൽ തന്നെ തിരിച്ചെത്തും. അതിനാൽ, ഇന്നു കാണുന്ന പോലുള്ള പ്രപഞ്ചമായി ഉരുത്തിരിയാത്ത പ്രാരംഭ ക്രമവിതാനങ്ങളുമുണ്ടായിരിക്കണം. അതുകൊണ്ട്‌, ദ്രുതവികാസ മാതൃകയും, പ്രാരംഭ ക്രമവിന്യാസം ഇന്നു നാം കാണുന്നതിൽ നിന്നും വളരെ വ്യത്യസ്‌തമായ ഒന്ന്‌ സൃഷ്‌ടിക്കുന്ന വിധത്തിലുള്ളതാവാതിരുന്നതെന്തുകൊണ്ടാണ്‌ എന്ന ചോദ്യത്തിന്‌ ഉത്തരം നല്‌കുന്നില്ല. അപ്പോൾ ഒരു വിശദീകരണത്തിന്‌ ആന്ത്രോപ്പിക്‌ തത്വത്തിലേക്കു തന്നെ തിരിയണോ? എല്ലാം വെറും ഭാഗ്യകരമായ ആകസ്‌മികത മാത്രമായിരുന്നുവോ? അത്‌ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്തർലീനമായ ക്രമം മനസ്സിലാക്കുവാനുള്ള നമ്മുടെ എല്ലാ പ്രതീക്ഷകളുടേയും നിഷേധമായ ഒരു നിരാശാവാദമാണെന്ന്‌ തോന്നുന്നു.
പ്രപഞ്ചം എങ്ങനെയായിരക്കണം ആരംഭിച്ചതെന്ന്‌ പ്രവചിക്കുവാൻ നമുക്ക്‌ സമയാരംഭത്തിൽ നിലനില്‌ക്കുന്ന നിയമങ്ങൾ വേണം. ക്ലാസ്സിക്കൽ സാമാന്യ ആപേക്ഷിക സിദ്ധാന്തം ശരിയാണെങ്കിൽ, റോജർ പെൻറോസും ഞാനും തെളിയിച്ച അദ്വിതീയാവസ്‌ഥ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ സമയാരംഭം അനന്തമായ സാന്ദ്രതയും അനന്തമായ സ്‌ഥല-സമയ വക്രതയുമുള്ള ഒരു ബിന്ദുവാണെന്ന്‌ കാണിക്കുന്നു. ആ ഒരു ബിന്ദുവിൽ അറിയപ്പെടുന്ന എല്ലാ ശാസ്‌ത്ര നിയമങ്ങളും തകരും. അദ്വിതീയാവസ്‌ഥയിൽ നിലനില്‌ക്കുന്ന പുതിയ നിയമങ്ങളുണ്ടന്ന്‌ നാം കരുതിയേക്കാം. എന്നാൽ, അത്തരം ദുർഘടസന്ധിയിലുള്ള നിയമങ്ങൾ ആവിഷ്‌ക്കരിക്കുക അതീവ ദുഷ്‌ക്കരമായിരിക്കും. മാത്രമല്ല, ആ നിയമങ്ങൾ എന്തായിരിക്കുമെന്നതിനെക്കുറിച്ച്‌ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്നും യാതൊരു മാർഗ്ഗദർശനവും നമുക്ക്‌ ലഭിക്കുകയില്ല. എന്നാൽ, അദ്വിതീയാവസ്‌ഥ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌, ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലം അത്രയും ശക്തമാവുന്നതിനാൽ ഊർജ്ജകണ ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രഭാവങ്ങൾ കൂടുതൽ പ്രാമുഖ്യം നേടും. ക്ലാസ്സിക്കൽ സിദ്ധാന്തം പ്രപഞ്ചത്തെപ്പറ്റി ഒരു നല്ല വിവരണമല്ലാതെയാവും. അതിനാൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദിമഘട്ടങ്ങളെക്കുറിച്ച്‌ പഠിക്കുവാൻ നമുക്ക്‌ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ഊർജ്ജകണ സിദ്ധാന്തം ഉപയോഗിക്കേണ്ടിവരും. നാം കാണാൻ പോകുന്നതുപോലെ, ഊർജ്ജകണ സിദ്ധാന്തത്തിൽ സാധാരണ ശാസ്‌ത്രനിയമങ്ങൾക്ക്‌ സമയാരംഭത്തിലടക്കം എല്ലായിടത്തും നിലനില്‌ക്കാൻ കഴിയും. അദ്വിതീയാവസ്‌ഥയ്‌ക്കു വേണ്ടി പുതിയ നിയമങ്ങൾ ആവിഷ്‌ക്കരിക്കേണ്ട ആവശ്യമില്ല. കാരണം, ഊർജ്ജകണസിദ്ധാന്തത്തിൽ അദ്വീയാവസ്‌ഥകൾ തന്നെ ഉണ്ടായിരിക്കണമെന്നില്ല.
ഇതുവരേയും നമുക്ക്‌ ഊർജ്ജകണബലതന്ത്രത്തേയും ഗുരുത്വാകർഷണത്തേയും സംയോജിപ്പിക്കുന്ന, പൂർണ്ണവും പ്രത്യസ്‌ഥിരതയുള്ളതുമായ ഒതു സിദ്ധാന്തമില്ല. എന്നിലുന്നാലും, അത്തരമൊരു ഏകീകൃത സിദ്ധാന്തത്തിനു വേണ്ട ചില സവിശേഷതകളെക്കുറിച്ച്‌ സാമാന്യം തീർച്ചയുണ്ട്‌. അവയിലൊന്ന്‌, ചരിത്രങ്ങളുടെ തുക എന്ന അടിസ്‌ഥാനത്തിൽ ഊർജ്ജകണ സിദ്ധാന്തം ആവിഷ്‌ക്കരിക്കുക എന്ന ഫെയ്‌ൻമേന്റെ നിർദ്ദേശം അത്‌ ഉൾപ്പെടുത്തണമെന്നതാണ്‌. ഈ സമീപനത്തിൽ ഒരു കണികക്ക്‌ ഒരു ചരിത്രം മാത്രമല്ല ഉള്ളത്‌, മറിച്ച്‌, അത്‌ സ്‌ഥല-സമയത്തിൽ സാദ്ധ്യമായ എല്ലാ പാതകളും പിന്തുടരുമെന്നും ഓരോ ചരിത്രത്തിനോടും ചേർന്ന്‌, തരംഗത്തിന്റെ വലിപ്പത്തെയും, തരംഗചക്രത്തിൽ അതിന്റെ സ്‌ഥാനത്തെയും പ്രതിനിധാനം ചെയ്യുന്ന രണ്ട്‌ സംഖ്യകളുണ്ടായിരിക്കും. കണിക ഏതെങ്കിലും ഒരു ബിന്ദുവിലൂടെ കടന്നുപോകുവാനുള്ള സാദ്ധ്യത കണ്ടുപിടിക്കുവാൻ, ആ ബിന്ദുവിലൂടെ കടന്നുപോകുന്ന എല്ലാ സാദ്ധ്യമായ ചരിത്രങ്ങളോടനുബന്ധിച്ച തരംഗങ്ങളുടേയും തുക കാണണം. എന്നാൽ, ഈ ഗണന ക്രിയകൾ ശരിക്കും ചെയ്യാൻ തുടങ്ങുമ്പോൾ നാം ഗുരുതരമായ പല സാങ്കേതിക പ്രശ്‌നങ്ങളിലും ചെന്ന്‌പെടും. ഇവ മറികടക്കാനുള്ള ഒരേയൊരു മാർഗ്ഗം താഴെപറയുന്ന മാർഗ്ഗരേഖയാണ്‌. നിങ്ങളും ഞാനും അനുഭവിച്ചറിയുന്ന ‘യഥാർത്ഥ’ സമയത്തിലല്ലാത്ത, എന്നാൽ, ‘കല്‌പിത സമയം’ (imaginary time) എന്ന പെരിലറിയപ്പെടുന്ന അയഥാർത്ഥ സമയത്ത്‌ സംഭവിക്കുന്ന കണികാചരിത്രങ്ങളുള്ള തരംഗങ്ങളെല്ലാം കൂട്ടണം. കല്‌പിത സമയം ശാസ്‌ത്രഭാവനയായി തോന്നാം. എന്നാൽ, വസ്‌തവത്തിൽ, അത്‌ വ്യക്തമായി നിർവ്വചിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ള ഗണിതശാസ്‌ത്ര ആശയമാണ്‌. നാം ഒരു സാധാരണ സംഖ്യ (അല്ലെങ്കിൽ യഥാർത്ഥ സംഖ്യ) അതുകൊണ്ട്‌ തന്നെ ഗുണിച്ചാൽ ഒരു ധനസംഖ്യ കിട്ടും (ഉദാഹരണത്തിന്‌ 2 ഗുണം 2 = നാല്‌, പക്ഷെ -2 ഗുണം -2 ഉം അതുതന്നെ) എന്നാൽ, അതേ സംഖ്യ കൊണ്ടു തന്നെ ഗുണിച്ചാൽ ഋണസംഖ്യ ലഭിക്കുന്ന കല്‌പിത സംഖ്യയെന്നു വിളിക്കുന്ന ചില പ്രത്യേക സംഖ്യകളുണ്ട്‌ (i എന്നു വിളിക്കുന്ന സംഖ്യ അതുകൊണ്ടുതന്നെ ഗുണിച്ചാൽ -1 ലഭിക്കുന്നു. 2i അതുകൊണ്ടുതന്നെ ഗുണിച്ചാൽ -4 ലഭിക്കുന്നു എന്നിങ്ങനെ) ഫേയ്‌മാന്റെ ചരിത്രങ്ങളുടെ തുകയിലെ സാങ്കേതിക പ്രശ്‌നങ്ങളൊഴിവാക്കാൻ നമുക്ക്‌ കല്‌പിതസമയം ഉപയോഗിക്കണം. അതായത്‌, ഗണന ക്രിയകൾക്കുവേണ്ടി, സമയം, നാം യഥാർത്ഥ സംഖ്യക്ക്‌ പകരം കല്‌പിത സംഖ്യകൾ ഉപയോഗിച്ച്‌ അളക്കേണ്ടിവരും. ഇതിന്‌ സ്‌ഥല-സമയത്തിന്മേൽ രസകരമായ പ്രത്യാഘാതമാണുള്ളത്‌. സ്‌ഥലവും സമയവും തമ്മിലുള്ള വിഭിന്നത പൂർണ്ണമായും അപ്രത്യക്ഷമാവും. സമയ അക്ഷത്തിന്‌ കല്‌പിത മൂല്യങ്ങളുള്ള സ്‌ഥല-സമയത്തിന്‌ യൂക്ലിഡിയൻ സ്‌ഥല-സമയം(ദ്വിമാനതലങ്ങളുടെ ജ്യാമിതിയുടെ പഠനം കണ്ടുപിടിച്ച യൂക്ലിഡ്‌ എന്ന പുരാതന ഗ്രീക്കു ശാസ്‌ത്രജ്ഞന്റെ നാമത്തിൽ) എന്നു പറയുന്നു. ഇന്ന്‌ നാം യൂക്ലിഡിയൻ സ്‌ഥല-സമയം എന്നു പറയുന്നത്‌ വളരെ സാദൃശ്യമുള്ളതാണ്‌, ഇതിലെ ദ്വിമാനത്തിനു പകരം സാധാരണ സ്‌ഥല-സമയത്തിൽ ചതുർമാനമാണെന്ന്‌ മാത്രം. യൂക്ലിഡിയൻ സ്‌ഥല-സമയത്തിൽ സമയദിശയും സ്‌ഥലത്തിലെ ദിശകളും തമ്മിൽ വ്യത്യാസമൊന്നുമില്ല. അതേസമയം, സംഭവങ്ങൾ സമയ നിർദ്ദേശാങ്കത്തിന്‌ യഥാർത്ഥ മൂല്യങ്ങൾ കൊടുത്തുകൊണ്ട്‌ രേഖപ്പെടുത്തുന്ന യഥാർത്ഥ സ്‌ഥല-സമയത്തിൽ, വ്യത്യാസം വളരെ വ്യക്തമാണ്‌- സമയദിശ എല്ലാ ബിന്ദുവിലും പ്രകാശ കോണാകൃതിക്കകത്തായിരിക്കും, സ്‌ഥലദിശകൾ പുറത്തും. ഏതായാലും, ദൈനംദിന ഊർജ്ജകണബലതന്ത്രത്തെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം, കല്‌പിത സമയത്തിന്റെയും യൂക്ലിഡിയൻ സ്‌ഥല-സമയത്തിന്റെയും പ്രയോഗം യഥാർത്ഥ സ്‌ഥല-സമയത്തെ സംബന്ധിച്ച ഉത്തരങ്ങൾ കണക്കാക്കാനുള്ള ഗണിതത്തിലെ വെറും ഒരു സൂത്രപ്പണി മാത്രമാണെന്ന്‌ കരുതുന്നതിൽ തെറ്റില്ല.
Generated from archived content: samayam32.html Author: stephen_hoking
