Kauzalne Dynamiczne Triangulacje

W 1948-tym roku, w artykule Space-Time Approach to Non-Relativistic Quantum Mechanics, Richard Feynman wprowadził nowatorskie podejście do mechaniki kwantowej, oparte o tak zwane całki po trajektoriach. W jego oryginalnym sformułowaniu, amplituda prawdopodobieństwa przejścia cząstki punktowej z pozycji x_i w chwili t_i do pozycji x_f w chwili x_f wyraża się poprzez następującą całkę:

\langle x_f, t_f |x_i, t_i \rangle = \int D x(t) e^{\frac{i}{\hslash} S[x(t)]},

gdzie S[x] to tak zwane działanie, będące funkcjonałem trajektorii x od punktu (t_i,x_i) do punktu (t_f,x_f). Działanie wyraża się poprzez funkcję Lagrange’a L (lagranżjan) w następujący sposób:

S[x(t)] = \int_{t_i}^{t_f} dt L(x(t),\dot{x}(t),t) .

Sformułowanie całek po trajektoriach mówi nam, że amplituda prawdopodobieństwa (tzw. propagator) \langle x_f, t_f |x_i, t_i \rangle jest całką (sumą) po czynnikach fazowych e^{\frac{i}{\hslash} S[x(t)]} dla wszystkich możliwych trajektorii x(t) biegnących od (t_i,x_i) do (t_f,x_f). Praktyka wygląda jednak nieco inaczej i w obliczeniach uwzględniane są zazwyczaj jedynie trajektorie które nie łamią przyczynowości (kauzalności).  Są to trajektorie które, w swoje drodze od x_i do  x_f, nie cofają się nigdy wstecz w czasie.  Obrazuje to rysunek poniżej:

pathintegral
Trajektorie kauzalne i akauzalne. 

Niebieskie krzywe na powyższym rysunku to trajektorie kauzalne. Dla tych trajektorii, w dowolnej chwili czasu, np. dla t_2, cząstka istnieje tylko w jednym miejscu, oznaczonym jako szary punkt. Dla porównania, czerwona krzywa przedstawia trajektorię akauzalną, dla której, w przedziale od t_3 do t_1, następuje cofanie się w czasie. Alternatywnie, możemy tę trajektorię zinterpretować w następujący sposób: Mianowicie, idąc w przód w czasie, od  t_i aż do chwili t_1,  mamy jedną cząstkę. Natomiast, w chwili  t_1 następuje kreacja cząstki i antycząstki. Przy czym, antycząstka porusza się wstecz w czasie i anihiluje z wyjściową cząstką w chwili t_3. Natomiast, powstała w chwili  t_1 cząstka podąża trajektorią kauzalną aż do t_f. Uwzględnienie procesów kreacji i anihilacji cząsteczek wychodzi, jednakże, poza opis cząstkowy i wymaga odwołania się do opisu w języku kwantowej teorii pola. Opis całek po trajektoriach dla cząstek nie jest więc wystarczający do tego by opisać trajektorie akauzalne, dla których możemy w pewnych momentach (np. w chwili t_2) obserwować więcej niż jedną cząstkę (np. w chwili t_2 mamy ich 3). Warto tu wspomnieć, że Richard Feynman jeszcze w czasach przed powstaniem nowoczesnej kwantowej teorii pola (której sam był współtwórcą) zastanawiał się nad znaczeniem akauzalnych trajektorii.  Opisuje to James Gleick w książce biograficznej Feynmana pt. “Geniusz”. Feynman miał mianowicie pomysł, iż wszystkie cząstki i antycząstki danego typu (np. elektrony i pozytony) są częścią jednej bardzo długiej pozawijanej w czasoprzestrzeni trajektorii. Przy czym, jej częściom skierowanym w przód w czasie odpowiadają cząstki, natomiast odcinkom skierowanym w tył w czasie odpowiadają antycząstki. Zmiany zwrotu takiej trajektorii w czasie (tak jak w t_1 i t_3 na rysunku powyżej) interpretujemy zaś jako kreacja lub anihilacja par cząstka-antycząstka. Obraz ten możemy, jedynie do pewnego stopnia, zachować w ramach współczesnej kwantowej teorii pól. W szczególności, antycząstki faktycznie można opisywać jako poruszające się wstecz w czasie cząstki (w sensie zadziałania na stan cząstki operacjami inwersji w czasie oraz parzystości). Nie wchodząc w dalsze szczegóły pomysłu Feynmana, zwróćmy jeszcze jedynie uwagę na kwestię prędkości, czyli pochodnej położenia po czasie, v = \frac{dx}{dt}. Na powyższym rysunku, różniczkowalność trajektorii  (brak “kolców”) powoduje, że zbliżając się do punktów w t_1 i t_3 dla (czerwonej) trajektorii akauzalnej, prędkość v dąży do plus lub minus nieskończoności (w zależności od której strony dochodzimy do punktu zwrotu).  To zaś jest w sprzeczności ze Szczególną Teorią Względności która, poprzez lorentzowską geometrię czasoprzestrzeni Minkowskiego, wprowadza górne ograniczenie na prędkość rozchodzenia się informacji, równe prędkości światła w próżni.

Ograniczenie na prędkość propagacji nie istniałoby, gdyby czasoprzestrzeń posiadała geometrię euklidesową. Choć wiemy, że w rzeczywistości tak nie jest, okazuję się jednak, że przejście z czasoprzestrzeni Minkowkiego do przestrzeni euklidesowej ma znacznie na gruncie rozważań teoretycznych.  Mianowicie, rozpatrywanie euklidesowych wersji teorii pozwala na analizę tak zwanych instantonów. Są to, dla cząstek,  rozwiązania w odwróconej studni potencjału, czyli w obszarach do których klasyczne cząstki nie mają dostępu. Rozważanie instantonów, w szczególności, pozwala wyznaczać prawdopodobieństwa tunelowania kwantowego.

Wick
Obrót Wicka na płaszczyźnie zespolonej.

Technicznie, przejście z czasoprzestrzeni Minkowskiego do przestrzeni euklidesowej możemy przeprowadzić za pomocą  obrotu Wicka.  Jest to przykład tak zwanego przedłużenia analitycznego, rozszerzającego rzeczywistą zmienną czasową t do dziedziny liczb zespolonych.  W tym szczególnym przypadku, dokonujemy zamiany t \rightarrow i \tau, gdzie \tau jest naszą nową (euklidesową) zmienną czasową, zaś i to jednostka urojona (i^2=-1). Obrót Wick ma bardzo ważne znacznie w podejściu całek po trajektoriach. Przekształca on mianowicie zespoloną całkę do postaci przypominającej rzeczywistą sumę statystyczną Z(T) (ang. partition function), rozważaną w fizyce statystycznej.  Co więcej, okazuje się, że jeśli rozważymy szczególny typ trajektorii w których wracamy do wyjściowego położenia po czasie \frac{\hslash}{k_{B}T}, (gdzie k_B to stała Boltzmanna) całka po trajektorii da nam dokładnie funkcję rozdziału dla temperatury T:

Z(T) = \int dx  \langle x, i \frac{\hslash}{k_{B}T} |x, 0 \rangle  = \oint D x(t) e^{-\frac{1}{\hslash} S_E[x(t)]},

gdzie S_E[x(t)] = -i S[x(t)] to tzw. działanie euklidesowe. Natomiast, przy całkowaniu \oint, spełniony jest warunek x(\tau=0)=x(\tau=\frac{\hslash}{k_{B}T}). Jest to ważny wynik gdyż pozwala rozpatrywać  całki po trajektoriach jako pewne układy statystyczne i stosować do ich obliczania metody znane z fizyki statystycznej. W szczególności, chodzi o symulacje komputerowe oparte na metodach Monte Carlo. Stan równowagi termodynamicznej takiego układu można natomiast związać z euklidesową trajektorią klasyczną (minimalizującą działanie S_E[x(t)]). Fluktuacje termiczne dualnego systemu statystycznego odpowiadają zaś fluktuacjom kwantowym wokół rozważanej wyjściowo trajektorii klasycznej.

Powyższe rozważania możemy zastosować nie tylko do cząstek, ale również do pól fizycznych, takich jak pole grawitacyjne. W przypadku grawitacji, całki po trajektoriach pozwalają analizować możliwe efekty kwantowej natury zjawisk grawitacyjnych. Jednym z najlepiej zbadanych podejść do grawitacji kwantowej, bazującym na całkach po trajektoriach, są tak zwane Kauzalne Dynamiczne Triangulacje (ang. Causal Dynamical Triangulations – CDT), wprowadzone przez Jana Ambjørna, Jerzego Jurkiewicza oraz Renate Loll i rozwijane już przez ponad 20 lat.  W przypadku tym, zamiast cząstki, rozważamy konfigurację pola grawitacyjnego, której odpowiada geometria przestrzenna. Rozważania w  ramach CDT przeprowadzono najpierw dla przypadku modelu przestrzeni jednowymiarowej, po czym uogólniono je do dwóch oraz, finalnie, trzech wymiarów przestrzennych.

Ewolucji geometrii przestrzennej w czasie, odpowiada geometria czasoprzestrzenna. Konfiguracje czasoprzestrzenne, łączące dwa brzegowe (początkowy i końcowy) stany geometrii przestrzennej są zaś naszymi nowymi trajektoriami (analogicznie do przypadku rozważanej wcześniej cząstki punktowej).  Działaniem które należy rozważyć w całkach po trajektoriach jest tak zwane działania Hilberta-Einsteina, z którego można wyprowadzić (korzystając z zasady najmniejszego działania) równania ogólnej teorii względności (OTW). Do działania grawitacyjnego, można również dodać wkład odpowiadający polom materii, co jednak wprowadza dodatkowe komplikacje. W związku z tym, w przeprowadzonych dotychczas rozważaniach, koncentrowano się na tzw. przypadku próżniowym, uwzględniającym kontrybucję od (dodatniej) stałej  kosmologicznej \Lambda. Całkowite działanie ma, w tym przypadku, postać:

S= \frac{1}{16 \pi G} \int_{\mathcal{M}} d^4x \sqrt{-det(g)} (R-2\Lambda),

gdzie całkowanie odbywa się po rozmaitości \mathcal{M} z brzegami czasowymi \mathcal{B}_{i} oraz \mathcal{B}_{f}. Natomiast, G to stała Newtona, R jest skalarem krzywizny Ricciego, det(g) oznacza zaś wyznacznik z metryki czasoprzestrzennej g_{\mu\nu}.

W przypadku CDT, powyższe działanie poddawane jest obrotowi Wicka, umożliwiając przejście do geometrii euklidesowej. Z jednej strony, zabieg taki przeprowadza zespolony propagator do postaci rzeczywistej funkcji rozdziału, prowadząc do wspomnianego związku z fizyką statystyczną. Z drugiej jednak strony, geometria czasoprzestrzenna pozbawiana  zostaje stożków świetlnych, co pozwala na obecność akauzalnych wkładów do całki po trajektoriach.  Idea CDT opiera się na narzuceniu kauzalności trajektorii, pomimo rozważania teorii, wydawałoby się, euklidesowej. Wprowadzenie warunku kauzalności usuwa z całki po trajektoriach “gałęzie” odchodzące z głównego “pnia” czasoprzestrzeni łączącej stan początkowy | \mathcal{B}_{i} \rangle ze stanem końcowym | \mathcal{B}_{2} \rangle. Przedstawiono to na poniższym rysunku:

cdtpath2
Przykładowa trajektoria geometrii od konfiguracji początkowej | \mathcal{B}_{i} \rangle do konfiguracji końcowej | \mathcal{B}_{2} \rangle. W ramach Kauzalnych Dynamicznych Triangulacji, nie są dozwolone akauzalne rozgałęzienia geometrii.

Jedynie w przypadku jednowymiarowej części przestrzennej możliwe okazało się uzyskanie amplitud prawdopodobieństwa w oparciu o obliczenia analityczne. Zbadania przypadków wyżej-wymiarowych, w tym tego odpowiadającego  czterowymiarowej czasoprzestrzeni, wymaga zastosowania metod numerycznych. Przeprowadzenie symulacji kwantowych ciągłych geometrii wymaga jednakże ich wcześniejszej dyskretyzacji, w celu zredukowania liczby stopni swobody. W praktyce, stosowana jest tak zwana dyskretyzacja Regge, bazująca na triangulacji ciągłej geometrii czasoprzestrzennej. Przygotowana w ten sposób dyskretna geometria, wraz z dyskretną wersją działania, stanowi punkt wyjścia do przeprowadzenia symulacji komputerowych.

Narzucenie na (dyskretne) trajektorie warunku kauzalności, przekłada się na zachowanie w czasie ich topologii. Na przykład, jeśli wyjściowa geometria przestrzenna posiada topologię okręgu \mathbb{S} (jak na rysunku powyżej), pozostaje nią w całym toku ewolucji. Złamanie kauzalności, poprzez  pojawienie się odnóg, powoduje że topologia przestrzenna ulega zmianie, na przykład poprzez rozszczepienie okręgu na dwa okręgi. Sytuację taką widzimy w dolnej części, umieszczonego powyższej, rysunku.

Najbardziej zaawansowane na świecie symulacje CDT przeprowadzane są od wielu lat w Zakładzie Teorii Układów Złożonych w Instytucie Fizyki  na Uniwersytecie Jagiellońskim w Krakowie. W symulacjach tych, przyjmuje się topologię przestrzenną 3-sfery (\mathbb{S}^3), bądź też trójwymiarowego torusa (\mathbb{S}\times \mathbb{S}\times \mathbb{S}). Przy czym, przypadek topologii 3-sfery został, jak dotąd, najlepiej przebadany i na dyskusji, otrzymanych dla niego, wyników się tutaj skupimy.

Pierwszym ważnym rezultatem przeprowadzonych symulacji jest wykazanie istnienia nietrywialnej struktury fazowej czasoprzestrzeni. Zagadnie to dyskutuję w moim wcześniejszym wpisie  “Stany skupienia grawitacji“. Jedna z obserwowanych faz, tak zwana faza C, odpowiada przypadkowi semi-klasycznemu, który koresponduje z rozwiązaniami klasycznej OTW. Ważną własnością fazy C jest to, że jej wymiar,  na odpowiednio dużych skalach, równy jest 4, co jest zgodne z przypadkiem czterowymiarowej czasoprzestrzeni w której żyjemy. Jednakże, analiza tak zwanego wymiaru spektralnego (ang. spectral dimension), wskazuje na to że wymiar spada kiedy rozpatrujemy odpowiednio małe skale przestrzenne i czasowe [Ambjorn, Jurkiewicz & Loll (2005)]. Jest to tak zwana redukcja wymiarowa, spotykana również w innych podejściach do kwantowej grawitacji. Redukcja wymiarowa wskazuje na to, że choć na odpowiednio dużych skalach geometria fazy C zgodna jest z euklidesową wersją czasoprzestrzeni de Sittera, to jednak na małych skalach wykazuje ona naturę kwantową. Dlatego też, określamy ją mianem semi-klasycznej, czyli korespondującej z fizyką klasyczną, jednakże wciąż wykazującą pewne własności kwantowe. Poniżej przedstawiono jak wygląda przykładowa semi-klasyczna trajektoria otrzymana w ramach komputerowych symulacji CDT.

CDT
Przykładowa trajektoria instantonowa, otrzymana w ramach Kauzalnych Dynamicznych Triangulacji.  Źródło

Jak należy rozumieć przedstawiony powyżej kształt? Po pierwsze, uściślijmy, że oś symetrii rotacyjnej powyższej geometrii odpowiada czasowi urojonemu \tau. Po drugie, w czasie tym narzucony jest symetryczny warunek brzegowy \mathcal{B}(\tau_i)=\mathcal{B}(\tau_f), wymagany w przypadku przejścia od całek po trajektoriach do funkcji rozdziału Z(T).

Okazuje się, że otrzymany kształt dla trajektorii semi-klasycznej (odpowiadającej stanowi równowagi termodynamicznej w ujęciu fizyki statystycznej) zgodny jest z rozwiązaniem dla klasycznego instantonu de Sittera. Instanton ten jest euklidesową trajektorią (pod barierą potencjału) dla modelu de Sittera w zakresie czynnika skali a \in [0,a_0], gdzie a_0 = \sqrt{\frac{3}{\Lambda}}. Aby otrzymać równanie trajektorii instantonowej, rozważmy wszechświat de Sittera (metryka FRW z dodatnią stałą kosmologiczną oraz dodatnią krzywizną przestrzenną), dla którego równanie Friedmanna przyjmuje postać:

\left(\frac{\dot{a}}{a} \right)^2 = \frac{\Lambda}{3} - \frac{1}{a^2}.

Rozwiązaniem tego równania jest funkcja hiperboliczna a(t) = a_0 \cosh (t/a_0). Jest to przykład nieosobliwej ewolucji, reprezentującego wszechświat ulegający najpierw kontrakcji, aż do minimalnej wartości czynnika skali równej  a_0, po czym następuje etap ekspansji. Zarówno kontrakcja jak i ekspansja przebiegają w sposób wykładniczy.

Niedozwolonym obszarem dla wprowadzonego powyżej przypadku lorentzowkiego jest przedział czynnika skali a \in [0,a_0), znajdujący się pod barierą potencjału dla tego modelu. Jednakże, dokonując  obrotu Wicka t \rightarrow i \tau przekształcamy rozwiązanie w postaci funkcji cosinus hiperboliczny do funkcji cosinus:

a(\tau) = a_0 \cos (\tau/a_0),

tak, że a \in [0,a_0]. Jest to poszukiwane rozwiązanie euklidesowe, dla obszaru pod barierą potencjału modelu lorentzowskiego. Ponieważ czynniki skali a jest zdefiniowany jako wartość nieujemna, rozwiązanie instantonowe jest dobrze określone w  skończonym przedziale czasu urojonego:  \tau \in [- \frac{\pi}{2}a_0, \frac{\pi}{2}a_0]. Znając ewolucję czynnika skali możemy wyznaczyć również ewolucję objętości, która wyraża się jako  V(\tau) = 2 \pi^2 a^3(\tau) =2 \pi^2 a^3_0 \cos^3 (\tau/a_0). Okazuje się, że funkcja ta jest zgodna z wynikami symulacji przeprowadzonymi w ramach CDT. Mówiąc ściślej, pokrywa się ona z, otrzymaną z uśrednienia po trajektoriach, zależnością objętości części przestrzennej od czasu \tau [Ambjorn, Jurkiewicz & Loll (2004)].

Pokrywanie się przewidywań CDT z klasyczną geometrią przestrzeni de Sittera to bardzo istotny rezultat. Pokazuje on, że jednorodna i izotropowa klasyczna czasoprzestrzeń może wyłonić się jako wynik uśrednienia kwantowych (często bardzo niejednorodnych) trajektorii. Ponadto, w przeciągu ostatnich lat pokazano, że również przewidywane w ramach CDT fluktuacje kwantowe instantonu są z godne z przewidywaniami analitycznymi bazującymi o model de Sittera [Ambjorn, Gorlich, Jurkiewicz & Loll (2008)]. Wyniki te, jak również rezultaty dotyczące struktury fazowej grawitacji oraz redukcji wymiarowej, dają impuls do tego by zacząć myśleć o weryfikacji empirycznej przewidywań CDT. O ile trudno tu mówić o wykorzystaniu naziemnych eksperymentów, to przewidywania dotyczące kosmologii wczesnego wszechświata rodzą pewne nadzieje na narzucenie więzów obserwacyjnych na przewidywania CDT.

Pierwszy krok w tym kierunku poczyniłem w moim artykule From causal dynamical triangulations to astronomical observationsEPL 119 (2017) no. 6, 60003 [arXiv:1503.08794], w którym rozważałem możliwość wykorzystania obserwacji mikrofalowego promieniowania tła do badania, przewidywanej w ramach CDT,  redukcji wymiarowej. Jak pokazały obliczenia, pewne szczególne (mało prawdopodobne) scenariusze ewolucji wczesnego wszechświata, uwzględniające przewidywania CDT, już dzisiaj można wykluczyć na postawie obserwacji astronomicznych. Dokonanie znaczącego postępu w tym kierunku w najbliższych latach, nie będzie jednak zadaniem łatwym.

Niezależnie jednak od możliwości weryfikacji empirycznej, zaawansowane symulacje komputerowe kwantowej czasoprzestrzeni, prowadzone w ramach Kauzalnych Dynamicznych Triangulacji, dają nam unikalną możliwość zrozumienia tego jak klasyczna czasoprzestrzeń może wyłaniać się z dynamiki ogromnej liczby kwantowych “cegiełek” na skali Plancka. Wszak jak pozostawił napisane na swojej tablicy Richard Feynman: “What I cannot create, I do not understand.”

© Jakub Mielczarek

Zwarte przestrzenie fazowe

Jednym z zagadnień, nad którym obecnie pracuję, jest konstrukcja teorii pól z tak zwanymi zwartymi przestrzeniami fazowymi. Teorie takie są uogólnieniem powszechnie rozważanych w fizyce teoretycznej teorii z afinicznymi (płaskimi) przestrzeniami fazowymi. Kierunek badawczy związany z uzwarcaniem przestrzeni fazowych pól fizycznych zainicjowaliśmy, wspólnie z dr Tomaszem Trześniewskim, w 2016-tym roku w pracy “The Nonlinear Field Space Theory” Phys. Lett. B 759 (2016) 424 (open access). Badania te kontynuujemy obecnie w ramach grantu Sonata Bis 7 z NCN pt. “Teorie pola ze zwartymi przestrzeniami fazowymi − od grawitacji do układów złożonych”. Jednym z ambitnych celów tego projektu jest zbudowanie (kwantowej) teorii grawitacji, cechującej się zwartą przestrzenią fazową. O wynikach prowadzonych przez nas badań napiszę więcej w jednym z kolejnych wpisów. Tutaj zaś chciałbym przygotować niezbędną podbudowę teoretyczną do dyskusji  naszych dotychczasowych rezultatów. Przedstawię mianowicie ideę zwartej przestrzeni fazowej na przykładzie układu fizycznego z jednym stopniem swobody, co można uważać za teorię pola skalarnego w punkcie (w przestrzeni zerowymiarowej).

Rozważmy więc pojedynczy stopień swobody, opisywany zmienną q. Wartości q należą do, tak zwanej, przestrzeni konfiguracyjnej \mathcal{C}, którą wyjściowo przyjmijmy za zbiór liczb rzeczywistych, \mathcal{C} = \mathbb{R}. Zmienna q może więc przyjmować dowolną wartość z zakresu liczb rzeczywistych i opisywać stopień swobody wybranego układu fizycznego. Jeśli, na przykład, interpretujemy q jako wartość pola skalarnego w punkcie, to wybór \mathcal{C} = \mathbb{R} oznacza, że pole to może zmieniać swoją wartość w zakresie od - \infty do +\infty. Jeśli zaś q opisuje położenie cząstki, to wybór \mathcal{C} = \mathbb{R} mówi nam, że mamy do czynienia z ruchem w jednym wymiarze przestrzennym, po całej osi liczb rzeczywistych.

Do pełnego scharakteryzowani stanu cząstki nie wystarczy podanie jej położenia. Tak samo, do określenia stanu pola nie wystarczy znajomość jego wartości. W obydwu przypadkach, konieczne jest określenie również tego jak q zmienia się w czasie. Informację tę zawiera, sprzężony z q, pęd kanoniczny p. Pary (q,p) wyznaczają zaś punkty należące do, tak zwanej, przestrzeni fazowej \Gamma. Z geometrycznego punktu widzenia, przestrzeń fazowa jest zazwyczaj tzw. wiązką kostyczną do przestrzeni konfiguracyjnej:

\Gamma = T^*(\mathcal{C}) := \left\{ (q,p) : q \in \mathcal{C}, p \in T_q^*(\mathcal{C}) \right\} ,

gdzie T_q^*(\mathcal{C})  to przestrzeń kostyczna do przestrzeni \mathcal{C} w punkcie q. Dla rozważanego przypadku \mathcal{C} = \mathbb{R}, otrzymujemy \Gamma = T^*(\mathcal{C}) = \mathbb{R} \times \mathbb{R} = \mathbb{R}^2, czyli płaszczyznę rzeczywistą. Dowolny punkt na tej płaszczyźnie reprezentuje stan układu klasycznego. Ewolucji układu w czasie odpowiadają zaś trajektorie (rysunek poniżej).

PhaseSpace
Przestrzeń fazowa \Gamma = T^*(\mathcal{C}) = \mathbb{R}^2, gdzie \mathcal{C}= \mathbb{R}T_{q_0}^*(\mathcal{C}) to przestrzeń kostyczna do przestrzeni \mathcal{C} w punkcie q_0. Wiązka kostyczna jest sumą rozłączną przestrzeni kostycznych dla wszystkich q_0 \in \mathcal{C}. Czarna trajektoria reprezentuje ewolucję układu w czasie. Niebieski punkt wskazuje na jednen ze stanów układu.

Istnieją jednak przypadki w których przestrzeni fazowej nie możemy wyrazić jako wiązki kostycznej  \Gamma = T^*(\mathcal{C}). Przykładem tego jest chociażby (zwarta) przestrzeń fazowa o geometrii sfery, którą przedyskutujemy dokładniej w dalszej części.  Przypadek ten wpisuje się natomiast w ogólną definicję przestrzeni fazowych, jako tak zwanych rozmaitości symplektycznych, czyli rozmaitości różniczkowych posiadających zamknięte formy różniczkowe

\omega = \frac{1}{2} \omega_{ij} dx^i \wedge dx^j,

gdzie, dla rozważanej wcześniej przestrzeni fazowej  \Gamma = \mathbb{R}^2, i =1,2 oraz x_1=q i x_2=p a forma różniczkowa przyjmuje postać \omega = dp \wedge dq. Symbol \wedge oznacza tak zwany iloczyn zewnętrzny (ang. exterior product) form różniczkowych, w rozważanym przypadku 1-formy dp oraz 1-formy dq. Zamkniętość  2-formy \omega oznacza zaś, że d\omega = d(dp \wedge dq) = 0. Niniejsza własność gwarantuje spełnienie tzw. tożsamości Jacobiego, która zaś implikuje łączność algebry Poissona. Algebra ta konstruowana jest w oparciu o nawias Poissona \{f,g\} :=\mathcal{P}^{ij}(\frac{\partial f}{\partial x^i})(\frac{\partial g}{\partial x^j}), gdzie \mathcal{P}^{ij} :=(\omega^{-1})^{ij} to tak zwany tensor Poissona, otrzymywany przez  odwrócenie formy symplektycznej \omega (co nie zawsze jest możliwe). Dla rozważanego przypadku \Gamma = \mathbb{R}^2, nawias ten wyraża się jako \{f,g\} = \frac{\partial f}{\partial q} \frac{\partial g}{\partial p}- \frac{\partial f}{\partial p} \frac{\partial g}{\partial q} , tak że dla pary kanonicznie sprzężonych zmiennych q i p otrzymujemy \{q, p\}=1. Wykorzystując nawias Poissona, możemy wprowadzić równanie Hamiltona \frac{df}{dt} = \{f, H\}+\frac{\partial f}{\partial t}, gdzie H jest tak zwaną funkcją Hamiltona (hamiltonianem), zaś f jest dowolną funkcją na przestrzeni fazowej. Równanie to opisuje ewolucję w czasie t układu fizycznego.

Płaskie (afiniczne) przestrzenie fazowe, tak  jak rozważany tu przypadek \Gamma = \mathbb{R}^2 mają szerokie zastosowanie do opisu świata fizycznego. Jednakże, w wielu przypadkach, nieograniczoność tych przestrzeni prowadzi do trudności. Na przykład,  w przypadku teorii pól, afiniczność przestrzeni fazowej przekłada się na nieograniczoność energii (hamiltonianu), będącej funkcją zmiennych fazowych. To zaś skutkuje możliwością pojawienia się niefizycznych nieskończoności. Lista potencjalnych problemów jest dłuższa. Możliwym sposobem na ich rozwiązanie jest uzwarcenie przestrzeni fazowej. Poniżej, przedstawię jak taka procedura  wygląda w przypadku \Gamma = \mathbb{R}^2 (płaszczyzna) uzwarconej do \Gamma = S^2 (sfera).

Rozważmy zatem sferyczną przestrzeń fazową, tak by w granicy gdy jej promień dąży do nieskończoności, odzyskiwać przypadek przestrzeni fazowej  \Gamma = \mathbb{R}^2. Innymi słowy, płaska przestrzeń fazowa będzie lokalnym przybliżeniem dla przestrzeni sferycznej,  w podobny sposób jak geometria euklidesowa jest lokalnym przybliżeniem dla (nieeuklidesowej) geometrii sferycznej.  Zamiast jednak rozważać kąty i długości, w przypadku przestrzeni fazowej obiektem naszego zainteresowania będzie forma symplektyczna \omega.

Naturalnym wyborem formy symplektycznej dla sfery jest 2-forma powierzchni \omega = S \sin \theta d \phi \wedge d \theta. Kąty \phi \in (-\pi, \pi] oraz \theta \in [0,\pi] to standardowe kąty w sferycznym układzie współrzędnych. Stała S została zaś wprowadzona ze względów wymiarowych, tak by forma symplektyczna  \omega miała wymiar powierzchni na płaszczyźnie fazowej 2D, czyli położenie razy pęd (= moment pędu). W celu wyrażenia tej formy poprzez zmienne q oraz p, wykorzystywane w przypadku \Gamma = \mathbb{R}^2, wykonajmy następującą zmianę zmiennych:

\phi = \frac{q}{R_1}  oraz  \theta = \frac{\pi}{2}-\frac{p}{R_2},

gdzie R_1 i R_2 to parametry wprowadzone ze względów wymiarowych. Stosując to do formy \omega = S \sin \theta d \phi \wedge d \theta, otrzymujemy:

\omega= \frac{S}{R_1R_2} \cos\Big(\frac{p}{R_2}\Big)dp\wedge dq.

Chcąc by w granicy R_1\rightarrow \infty oraz R_2 \rightarrow \infty, powyższa forma redukowała się do przypadku płaskiego, czyli \omega=dp\wedge dq, musimy przyjąć by S = R_1 R_2.

Sphere
Afiniczna (płaska) przestrzeń fazowa \Gamma = \mathbb{R}^2 może być rozpatrywana jako lokalne przybliżenie zwartej przestrzeni fazowej, na przykład o geometrii sfery \Gamma = S^2.

Spełnienie warunku poprawnej granicy afinicznej implikuje więc, że 2-forma \omega dla (zwartej) sferycznej przestrzeni fazowej ma postać:

\omega=\cos\Big(\frac{p}{R_2}\Big)dp\wedge dq.

Podobnie, jak w rozważanym wcześniej przypadku \Gamma = \mathbb{R}^2, w oparciu o formę symplektyczną możemy wyznaczyć postać nawiasu Poissona dla sferycznej przestrzeni fazowej:

\{f,g\} =  \frac{1}{\cos\Big(\frac{p}{R_2}\Big)}\left( \frac{\partial f}{\partial q} \frac{\partial g}{\partial p}- \frac{\partial f}{\partial p} \frac{\partial g}{\partial q}\right).

Różnica z przypadkiem \Gamma = \mathbb{R}^2 polega na obecności czynnika 1/\cos\Big(\frac{p}{R_2}\Big). W konsekwencji, nawias Poissona pomiędzy zmiennymi kanonicznymi przyjmuje postać \{q,p\} =  1/\cos\Big(\frac{p}{R_2}\Big).  Warto tu podkreślić, że zmienne q oraz p są dobrze zdefiniowane na sferze jedynie lokalnie.  Ich wartości nie zmieniają się na sferze w sposób ciągły. W szczególności, q \in (-\pi R_1, \pi R_1], tak że w puncie q= \pi R_1 następuje nieciągłość.  O ile, nie ma to znaczenia w przypadku kiedy rozważamy małe wartości q (w otoczeniu granicy afinicznej), tak w przypadku analizy globalnych własności sferycznej przestrzeni fazowej zasadne jest wprowadzenie zmiennych które zdefiniowane są w sposób globalny.  Naturalnym wyborem takich zmiennych jest parametryzacja sfery w kartezjańskim układzie współrzędnych. Dowolny punkt na sferze może być więc wskazywany przez wektor \vec{S}=(S_x,S_y,S_z) o składowych:

S_x:= S \sin\theta \cos\phi = S \cos \left( \frac{p}{R_2} \right) \cos \left( \frac{q}{R_1} \right),

S_y:= S \sin\theta \sin\phi = S \cos \left( \frac{p}{R_2} \right) \sin \left( \frac{q}{R_1} \right),

S_z:= S \cos\theta = S \sin \left( \frac{p}{R_2} \right).

Przy czym, spełnione jest równanie sfery  \vec{S}\cdot\vec{S}= S_x^2+S_y^2+S_x^2=S^2. Wykorzystując nawias Poissona dla sferycznej przestrzeni fazowej, możemy teraz pokazać że składowe wektora \vec{S} spełniają następującą relacje:

\{S_x,S_y\} = S_z, \ \ \ \{S_z,S_x\} = S_y, \ \ \ \{S_y,S_z\} = S_x.

Jest to tak zwana algebra su(2).  Oznacza to, że składowe wektora \vec{S} są generatorami obrotów, co jest konsekwencją  symetrii sferycznej przestrzeni fazowej. Zgodnie więc z definicją,  wektor \vec{S}, którego składowe spełniają powyższą algebrę, nazywamy momentem pędu (lub spinem). Fakt, iż sferyczna przestrzeń fazowa jest przestrzenią fazową momentu pędu ma daleko idące konsekwencje. W szczególności, obserwacja, że sferyczna przestrzeń fazowa (momentu pędu lub spinu) może być lokalnie opisywana przez płaską przestrzeń fazową z jednym stopniem swobody stała się podstawą do wprowadzenia, przeze mnie w 2017-tym roku, tak zwanej Korespondencji Spin-Pole  (Spin-Field Correspondence).  Korespondencja ta wiąże, w granicy dużego spinu (S\rightarrow \infty), znane afiniczne teorie pola z układami spinowymi. W szczególności, jak pokazaliśmy z moimi współpracownikami z Uniwersytetu Fudan w Szanghaju w pracy  “Klein-Gordon field from the XXZ Heisenberg model” (przyjęte do druku w International Journal of Modern Physics D), pole skalarne Kleina-Gordona można otrzymać z łańcucha spinowego XX Heisenberga (model XXZ Heisenberga w granicy \Delta \rightarrow 0 parametru anizotropii).

Posłużyłem się powyżej określeniem spin, które zarezerwowane jest do określenia wewnętrznego momentu pędu cząstek, bezpośrednio związanego z jej kwantową naturą  i wyrażającego się w ułamkach (n/2, gdzie n = 0,1,2,3,\dots) zredukowanej stałej Plancka \hslash.  Jednakże, jak dotąd, nasze rozważania były skupione na analizie klasycznych przestrzeni fazowych, dla których wartość momentu pędu S pozostawała nieokreślona. Dla kompletności naszych rozważań, zakończymy więc naszą dyskusję zarysem analizy przypadku kwantowego. Mianowicie, w ujęciu kwantowym, stan układu nie jest opisywany przez punkt w przestrzeni fazowej lecz przez wektor w przestrzeni Hilberta (warto tu zaznaczyć, że w podejściu zwanym mechaniką kwantową na płaszczyźnie fazowej, stan kwantowy układu można związać z tak zwaną funkcją gęstości kwaziprawdopodbieństwa (funkcja Wignera) określoną na przestrzeni fazowej). Wymiar przestrzeni Hilberta, czyli ilość liniowo niezależnych wektorów bazowych, wiąże się natomiast z powierzchnią przestrzeni fazowej. Mianowicie, zasada nieoznaczoności Heisenberga mówi nam, że iloczyn nieoznaczoności pomiarów q i p ograniczony jest od dołu w następujący sposób (dla przypadku płaskiej przestrzeni fazowej):

\Delta q \Delta p \geq \frac{\hslash}{2}.

Nie możemy dokładniej wyznaczyć więc klasycznego stanu stopnia swobody na płaszczyźnie fazowej niż jako powierzchni \sim \hslash. Do opisu układu, którego przestrzeń fazowa ma powierzchnię A potrzebujemy więc około A/\hslash niezależnych wektorów w przestrzeni Hilberta. W przypadku płaskiej przestrzeni fazowej, z uwagi na nieskończoność powierzchni, przestrzeń Hilberta musi więc posiadać nieskończony wymiar.  Jednakże, dla przypadku sfery \Gamma=S^2, powierzchnia przestrzeni fazowej jest równa:

A =  \int_{\Omega} \omega = 4 \pi S < \infty,

gdzie wykonano całkowani po pełnym kącie bryłowym \Omega. Wymiar przestrzeni Hilberta jest więc skończony i proporcjonalny do \sim S/\hslash. Ponieważ wymiar przestrzeni Hilberta jest liczbą naturalną, dozwolone są jedynie pewne wartości S, będące wielokrotnością stałej Plancka \hslash. Sama zwartość przestrzeni fazowej implikuje więc kwantowanie momentu pędu (spinu). Dokładny rachunek, wykorzystujący kwantowanie algebry su(2) lub też stosując tak zwane kwantowanie geometryczne sfery, mówi nam, że wymiar przestrzeni Hilberta dla spinu wyraża się jako \text{dim} H_s = 2s+1, gdzie s=0,\frac{1}{2}, 1, \frac{3}{2}, \dots. Natomiast, powierzchnia przestrzeni fazowej wyraża się jako  4 \pi S =4 \pi \hslash s .  Jeśli, na przykład, rozważymy spin elektronu, dla którego s=1/2, odpowiadająca mu powierzchnia przestrzeni fazowej będzie równa 2\pi \hslash.  

© Jakub Mielczarek

Stany skupienia grawitacji

Ogólna Teoria Względności Einsteina przyzwyczaiła nas do myślenia o grawitacji w języku geometrycznej struktury jaką jest czterowymiarowa czasoprzestrzeń. Jednakże, coraz  większa liczba wyników badań nad kwantową naturą oddziaływań grawitacyjnych wskazuje na możliwość występowania różnych faz (stanów skupienia) pola grawitacyjnego. Czasoprzestrzenny stan skupienia jest jedną z kilku możliwości jakie obecnie znamy.

Czy ta różnorodność fazowa grawitacji powinna nas dziwić? Absolutnie nie. Występowanie faz jest jedną z podstawowych własności  układów złożonych (ang. complex systems). Połączenie dużej ilości stopni swobody (np. cząsteczek) oraz wprowadzenie pomiędzy nimi nieliniowego oddziaływania w sposób nieodłączny wiąże się z występowaniem jakościowo różnych sposobów wewnętrznej organizacji takiego układu, czyli faz. Ponadto, fazy te rozdzielone są przez ostre granice zwane przejściami fazowymi. Zachowanie to dotyczy nie tylko systemów dyskretnych ale również ciągłych układów fizycznych jakimi są pola  samooddziałujące (przykładem takiego pola jest pole grawitacyjne).

Z kwantowego punktu widzenia, pole grawitacyjne należy uznać za przykład układu złożonego czy też układu wielociałowego (ang. many-body system). „Atomy” przestrzeni lub czasoprzestrzeni, które wyłaniają się z kwantowych teorii grawitacji, mogą, poprzez

scientificamerican1008-44-I3
„Atomy” przestrzeni w Pętlowej Grawitacji Kwantowej. Źródło

wzajemne oddziaływanie, tworzyć makroskopowe konfiguracje o jakościowo różnych własnościach. W zależności od warunków w których znajdzie się pole grawitacyjne, może przyjąć ono jedną z kilku zidentyfikowanych dotychczas teoretycznie faz. Jest to zachowanie analogiczne do przypadku zbioru cząsteczek H_2O, który w zależności od temperatury otoczenia i zajmowanej objętości utworzy jeden z trzech stanów skupienia: ciekły, stały (lód) lub gazowy (para wodna).

Nic nie stoi na przeszkodzie by przeprowadzić stosowne eksperymenty i zaobserwować stany skupienia wody. Dla grawitacji,  z uwagi na niezwykle słabe sprzężenie pomiędzy materią a polem grawitacyjnym, taka możliwość obecnie nie istnieje. Wytworzenie stanów pola grawitacyjnego w których moglibyśmy spodziewać się wystąpienia nowej fazy wymagałoby ekstremalnych gęstości energii, prawdopodobnie możliwych do osiągnięcia jedynie w bardzo wczesnym Wszechświecie lub we wnętrzach czarnych dziur. Teoretyczna analiza struktury fazowej grawitacji jest również zadaniem niełatwym. Problem polega na tym, że zazwyczaj w badaniach nad kwantową grawitacją rozpatrujemy funkcję (np. hamiltonian) opisującą oddziaływanie pomiędzy pojedynczymi kwantami („atomami”) pola grawitacyjnego. Z analizy samej postaci tej funkcji praktycznie niemożliwe jest wyciągnięcie wniosków dotyczących struktury fazowej rozważanego układu. Wiąże się to z faktem, iż występowanie faz jest przykładem zjawiska emergentnego. Na tej samej zasadzie, znajomość potencjału oddziaływania pomiędzy dwiema cząsteczkami wody nie mówi nam jeszcze nic o stanach skupienia wody które wyłonią się w makroskopowych układach takich cząsteczek.

Jak więc możemy sobie z tym problemem poradzić? Istnieją dwie główne drogi: symulacje wielociałowe kwantowej grawitacji oraz teoria renormalizacji, której zastosowanie może również wymagać przeprowadzenia symulacji.  Przybliżę tutaj podejście pierwsze. Najbardziej zaawansowane badania tego typu prowadzi się obecnie w ramach tak zwanych Kauzalnych Dynamicznych Triangulacjami (ang. Causal Dynamical Triangulations – CDT).  Wyniki najnowszych badań w ramach CDT wskazują na występowanie trzech lub

pd
Trzy fazy czterowymiarowej grawitacji w CDT. Źródło

czterech (w zależności od tego jaki  tzw. parametr porządku jest badany) faz grawitacji. Jedną z nich jest geometryczna faza C opisująca, na odpowiednio dużych skalach, czterowymiarowy Wszechświat, zgodny  z OTW.  Zaobserwowano również sub-fazę fazy C w której ujawniają się pewne nowe, niegeometryczne własności, jak również zidentyfikowano dwie dodatkowe fazy A i B. W fazie A, pole grawitacyjne przyjmuje formę charakteryzującą się fraktalną strukturą polimerową (tzw. branched polymer). Natomiast, faza B (tzw. crumpled phase) wyróżnia się dążącą do nieskończoności liczbą wymiarów, odzwierciedlającą wysoką ilość połączeń pomiędzy tak zwanymi sympleksami, z których zbudowana jest konfiguracja pola grawitacyjnego. W fazie tej, wszystkie „atomy” czasoprzestrzeni stają się swoimi sąsiadami. Jest to zachowanie zupełnie odmiennie do tego obserwowanego w fazie geometrycznej w której każdy sympleks ma małą i średnio taką samą liczbę sąsiadów.  Dzięki tej własności, w fazie C, dobrze określone jest pojęcie lokalności, możemy wprowadzić układ współrzędnych i w konsekwencji dokonać interpretacji konfiguracji pola w języku czasoprzestrzeni. Taka interpretacja nie jest możliwa w zbitej fazie B, dlatego też określamy ją mianem fazy niegeometrycznej. Istnienie tego typu stanu grawitacji wyłoniło się również z symulacji przeprowadzonych w podejściu zwanym Quantum Graphity. W rozważanych modelach, zaobserwowano przejście fazowe od fazy niegeometrycznej do fazy geometrycznej wraz z obniżaniem temperatury układu. Proces taki przyjęło się określać mianem geometrogenezy.

Rodzi się oczywiście pytanie czy niegeometryczne stany skupienia grawitacji, takie jak obserwowane w CDT fazy A i B występują lub występowały gdzieś w naszym Wszechświecie? Tak jak już wspomniałem, z uwagi na to, że wytworzenie takich faz wymagałoby użycia ekstremalnych wartości energii, prawdopodobnie jedynymi miejscami gdzie możemy ich poszukiwać są albo wnętrza czarnych dziur lub też bardzo wczesne etapy ewolucji Wszechświata. Empiryczne badanie wnętrz czarnych dziur, na obecnym poziomie zrozumienia fizyki czarnych dziur, nie jest możliwe. Pozostaje jedynie szansa w obserwacjach kosmologicznych. Rozważa się modele w których w epoce Plancka zachodzi wspomniana geometrogeneza z fazy crumpled do fazy geometrycznej. Co więcej,  związane z tym przejście fazowe może cechować się tak zwanym zachowaniem krytycznym. To zaś może prowadzić do generowania pierwotnych zaburzeń kosmologicznych oraz, poprzez  mechanizm Kibble’a-Zurka, do tworzenia grawitacyjnych defektów topologicznych. Rysuje to pewne nadzieje odnośnie możliwości empirycznego badania fazowej różnorodności grawitacji. Jest to jednakże zagadnienie niezwykle zawiłe i prawdopodobnie ostatecznie będzie możliwe uzyskanie jedynie pewnych słabych ograniczeń obserwacyjnych. Dlatego też, podstawowym narzędziem do badania stanów skupienia grawitacji pozostają dalsze eksperymenty numeryczne z wykorzystaniem coraz to lepszych algorytmów i sprzętu komputerowego.

Chciałbym na koniec pokreślić, że zagadnienie struktury fazowej grawitacji jest dużo szersze niż tu omówiono i było w ostatnim czasie przedmiotem wielu analiz w ramach niezależnych podejściach do kwantowej grawitacji. Z konieczności, musiałem ograniczyć się tutaj do przytoczenia zaledwie kilku wybranych wyników. Dalsze przykłady można znaleźć w artykule Spacetime as a quantum many-body system  oraz w artykule Towards the map of quantum gravity (w rozdziale Phases of gravity i w literaturze tam cytowanej).

© Jakub Mielczarek

Wszechświat na komputerze kwantowym

Jednym z kierunków jakie rozwijam w prowadzonych przeze mnie aktualnie badaniach jest wykorzystanie komputerów kwantowych do symulowania fizyki na skali Plancka. Dla przypomnienia, długość Plancka, czyli l_{Pl} \approx 1.62 \cdot 10^{-35} m to najmniejsza, znana nam, skala fizyczna w “tkance” Wszechświata, na której istnienie wskazują rozważania teoretyczne. Fizykę opisującą rzeczywistość na skali Plancka nazywamy natomiast Kwantową Grawitacją. Niestety, z uwagi na obecny brak (pomimo wielu starań) możliwości empirycznego badania fizyki na skali Plancka, nie istnieje ugruntowana Kwantowa Teoria Grawitacji. Dysponujemy natomiast szeregiem teorii i modeli starających się uchwycić wiele aspektów kwantowej natury oddziaływań grawitacyjnych (przegląd wielu z nich można znaleźć np. w pracy Towards the map of quantum gravity).

Do kwestii empirycznego badania fizyki na skali Plancka możemy jednak podejść w trochę mniej bezpośredni sposób. Mianowicie, zakładając konkretny teoretyczny opis grawitacyjnych stopni swobody, możemy wykonać symulację rozważanego układu na skali Plancka i przeprowadzić na nim dowolne pomiary. Nie istnieją w takim przypadku ograniczenia  empiryczne wynikające z rozdzielczości urządzeń pomiarowych. Cała fizyka którą symulujemy znajduje się w pamięci superkomputera, do której posiadamy nieograniczony dostęp.  Najbardziej zaawansowane symulacje tego typu wykonuje się  obecnie w ramach podejścia zwanego Kauzalne Dynamiczne Triangulacje (ang. Causal Dynamical Triangulations – CDT).  W ramach CDT, symulowane są takie konfiguracje jak kwantowy Wszechświat zbudowany z nawet setek tysięcy elementarnych czasoprzestrzennych sympleksów.

Fig1
Kolaż obrazyjący symulowanie fizyki na skali Plancka na procesorze kwantowym. Wykorzystano zdjęcie procesora kwantowego firmy D-Wave oraz wizję artystyczną czasoprzestrzeni na skali Plancka

Symulacje o których mowa przeprowadzane są na powszechnie dzisiaj dostępnych superkomputerach klasycznych. Kwantowa natura oddziaływań grawitacyjnych musi być w związku z tym odpowiednio tłumaczona na język algorytmów klasycznych. Wykorzystanie komputerów kwantowych do symulowania kwantowej grawitacji pozwoliłoby proces ten wyeliminować. Mianowicie, symulacje układów kwantowych (takich jak kwantowa przestrzeń/czasoprzestrzeń) z wykorzystaniem komputerów kwantowych zasadniczo różni się od symulacji klasycznych. Komputery kwantowe pozwalają na “mapowanie” danego układu kwantowego na kwantowe stopnie swobony procesora kwantowego. Mówimy tu o tak zwanych dokładnych symulacjach (ang. exact simulations), które pozwalają imitować wyjściowy układ kwantowy. Z punktu widzenia mechaniki kwantowej, imitacja wytworzona na procesorze kwantowym jest równoważna oryginalnemu układowi kwantowemu.

W moim niedawnym artykule Spin networks on adiabatic quantum computer oraz eseju Quantum Gravity on a Quantum Chip,  pokazuję, że wykorzystanie dostępnego komercyjnie  tzw. kwantowego annealer’a (wyżarzacza kwantowego)   firmy D-Wave daje możliwość symulowania fizyki na skali Plancka opisywanej przez sieci spinowe. Sieci spinowe rozpinają przestrzeń Hilberta podejścia do grawitacji kwantowej zwanego Pętlową Grawitacją Kwantową (ang. Loop Quantum Gravity – LQG).  Kwantowe stopnie swobody sieci spinowej są w przypadku procesora kwantowego D-Wave imitowane z wykorzystaniem stanów qubitowych realizowanych przez nadprzewodzące obwody kwantowe (bazujące o tzw. złącza Josephsona). Jak pokazano w ramach rozważanego modelu, adiabatyczne obliczenia kwantowe umożliwiają zidentyfikowanie fizycznych stanów teorii.

Infographic.png
Infografika obrazująca reprezentację sieci spinowych w ramach architektury procesora adiabatycznego komputera kwantowego D-Wave. Szczegóły w pracy Spin networks on adiabatic quantum computer.

Jednym z ważnych zagadnień, którego zbadanie mogą pozwolić symulacje kwantowe, jest tak zwana granica semi-klasyczna, czyli obszar w którym grawitacja kwantowa koresponduje z klasyczną teorią grawitacji, czyli Ogólną Teorią Względności. Wszystko wskazuje na to, że symulacje sieci spinowych na adiabatycznym komputerze kwantowym mogą niebawem umożliwić wykonanie pierwszego kroku w tym kierunku.

Potencjał i możliwe konsekwencje symulowania fizyki na skali Plancka są jednak dużo szersze. Kwantowe symulacje mogą nie tylko okazać się praktycznym narzędziem do badania fizyki na skali Plancka ale mogą również pomóc odsłonić głębszą naturę relacji pomiędzy grawitacją a teorią informacji kwantowej (jak np. kwantowa wersja hipotezy It from bit). Bardzo ciekawa możliwość w kontekście symulacji  kwantowych wiąże się z relacją pomiędzy grawitacją a splątaniem kwantowym. Mianowicie, akumulujące się wyniki rozważań teoretycznych, w szczególności  korespondencja AdS/CFT, zasada holograficzna, entropia splątania sieci tensorowych MERA czy też hipoteza EPR=ER, wskazują na możliwość interpretacji pola grawitacyjnego w zadanej objętości (ang. bulk) jako przejawu splątania kwantowego niżej-wymiarowego układu na brzegu (ang. boundary) tego obszaru. Nie koniecznie więc do symulowania kwantowej grawitacji musimy angażować grawitacyjne stopnie swobody. Możliwe, że wystarczą do tego kwantowe symulacje (konforemnych) teorii pola na brzegu układu. Wykonanie odpowiednich pomiarów splątania kwantowego teorii na brzegu umożliwi zrekonstruowanie konfiguracji pola grawitacyjnego wewnątrz tego obszaru.  

Korzyści płynące z symulacji fizyki na skali Plancka na komputerach kwantowych nie leżą wyłącznie po stronie nauk podstawowych. Nowe typy procesorów kwantowych mogą  okazać się niezbędne do symulowania złożonych systemów kwantowograwitacyjnych, co może okazać się inspiracją  do rozwoju technologicznego. Symbiotyczny rozwój kwantowej grawitacji oraz technologii kwantowych może również doprowadzić do wypracowania nowych rozwiązań w obszarze obliczeń kwantowych. Jako przykład przytoczyć można zastosowanie sieci spinowych jako bazy do przetwarzania informacji kwantowej. 

Pozwolę sobie na koniec wspomnieć, iż umiejętność symulowania kwantowych stopni swobody na skali Plancka może w przyszłości umożliwić badanie od podstaw procesu formowania struktur we Wszechświecie. Idąc dalej, uwzględnienie również innych typów pól pozwoli symulować realistyczne modele Wszechświata. Wraz z upływem czasu i rozwojem technologii obliczeń kwantowych, możliwe będzie uwzględnienie coraz to większej ilości detali. A być może, któregoś dnia będziemy również w stanie symulować zaprojektowane przez nas Superwszechświaty, wykraczające swoją złożonością poza Ten nam znany.

© Jakub Mielczarek

Kosmologia i jej granice

Współczesne teorie kwantowej kosmologii wskazują na to, że Wszechświat przeszedł przez fazę tak zwanego odbicia (ang. bounce). Przed odbiciem podlegał on kontrakcji a następnie, dzięki odpychaniu kwantowemu, wszedł w obecną gałąź ekspansji. W eseju zastanawiamy się w jakim stopniu Wszechświat przed fazą odbicia jest poznawalny. Wskazujemy potencjalną metodę badawczą oraz jej ograniczenia.

Kosmologia zyskała w ostatnich dziesięcioleciach miano nauki empirycznej. Fundamentem który stanął u jej podstaw były obserwacje Hubble’a, wskazujące na rozszerzanie się Wszechświata. Na tej solidnej podstawie stanął cały gmach kosmologii współczesnej. Jego głównymi filarami stały się obserwacje  mikrofalowego promieniowania tła, struktur wielkoskalowych oraz odległych supernowych.

O Wszechświecie wiemy już naprawdę wiele. Jest to fakt zaskakujący, tym bardziej, że nie jest to układ który badać łatwo. Nie możemy go obejść dookoła i zmierzyć linijką. Jesteśmy w Nim jako Jego intergralna część, niczym pojedynczy neuron składający się na mózg. Z punktu widzenia jednego z 10^{11} neuronów budujących mózg nie jest łatwo powiedzieć cokolwiek o mózgu jako całości. Jesteśmy skazani bowiem na odbieranie sygnałów tylko od sąsiadujących z nami komórek. Ekranowanie pola elektrycznego tworzy natomiast horyzont, za który nie możemy zajrzeć. Nie jesteśmy więc w stanie stwierdzić, że tworzymy układ który posiada samoświadomość. Podobnie jest z badaniem Wszechświata jako całości. Jesteśmy skazani na poznawanie go tylko na podstawie docierających do nas sygnałów. Ponadto jesteśmy ekranowani przez horyzont kosmologiczny, nie pozwalający nam spojrzeć zbyt daleko. Pomimo tych trudności stawiamy sobie nowe cele, zadajemy nowe pytania i co najważniejsze udaje się nam czasem uzyskać na nie odpowiedzi. Prowadzi i stymuluje nas przy tym, wykształcona ewolucyjnie, ciekawość. Czujemy ciągły niedosyt, odpowiadając na jedne pytania zadajemy nowe. Odpowiadamy na nie, udoskonalamy technologie obserwacyjne, dokonujemy nowych odkryć, zadajemy nowe pytania… To naturalny cykl poznawczy, współgrający z rozwojem technologicznym naszej Cywilizacji. Pomińmy jednak teraz technologiczne aspekty poznania. Przyjmijmy, że są one nam dostępne “na życzenie”. Czy pozwoliłoby to nam jednak odpowiedzieć na wszystkie nurtujące nas pytania dotyczące historii Wszechświata? Ograniczmy nasze rozważania do chwili obecnej, tzn. będziemy szukali odpowiedzi na pytanie: Czego możemy dowiedzieć się o Wszechświecie dzisiaj? To czy będziemy mogli uzyskać odpowiedzi na te same pytania stawiając je za powiedzmy milion lat jest kwestią mniej dla nas istotną. Niemniej jednak jest to temat poruszany przez niektórych badaczy zwiastujących nieuchronny koniec kosmologii [1], rozumiany w kosmologicznych jednostkach czasu. Nasze życie nie przyszło być jednak przez nie taktowane. Bliżej nam bowiem do skal czasu wybijanych przez spadające krople wody. Krople wody które są podstawą naszej egzystencji na Ziemi. Na ile więc jesteśmy w stanie zaspokoić naszą ciekawość poznania Wszechświata? W jakim stopniu jesteśmy poznać Kosmos który dał nam życie?

Jedna z najskrytszych tajemnic Wszechświata została ukryta około 14 miliardów lat temu. Jeszcze do niedawna wydawało się, że jest to tajemnica najgłębsza. Ostatnie dziesięciolecie zmieniło jednak radykalnie pogląd na ten temat. Mówimy mianowicie o fazie która, w podejściu klasycznym, przejawia się jako osobliwość. Przyjęło się również mówić osobliwość początkowa. Wyznaczała ona bowiem początek historii Wszechświata. Dzisiejszy poziom zrozumienia zjawisk grawitacyjnych pozwala nam jednak stwierdzić, że jest to osobliwość teorii a nie osobliwość fizyczna. Fizycznym stanem, który zastępuje stan osobliwy jest bounce [2]. Tak przynajmniej wskazuje pętlową kosmologię kwantową [3]. Teoria ta wyrosła z pętlowej grawitacji kwantowej [4], która jest próbą kwantowego opisu grawitacyjnych stopni swobody.

Czym jest bounce? W fazie tej wszechświat początkowo ulega kontrakcji a następnie, dzięki ”odpychaniu kwantowemu”, wchodzi do obecnej fazy ekspansii. Przechodzi on tym samym przez obszar w którym wszechświat osiąga maksymalną gęstość energii

\rho_{\text{c}} = \frac{\sqrt{3}}{16\pi^2\gamma^3} m^4_{\text{Pl}}.

Tutaj m_{\text{Pl}} \approx 1.22 \cdot 10^{19} \text{GeV} to tak zwana masa Plancka, natomiast \gamma to parametr Barbero-Immirzi. Efektywna dynamika czynnika skali  rządzona jest przez zmodyfikowane równanie Friedmanna

H^2=\frac{8\pi G}{3}\rho\left(1-\frac{\rho}{\rho_{\text{c}}} \right),

gdzie H to parametr Hubble’a, natomiast \rho to gęstość energii.

Wracając do meritum, możemy spytać: czy faza bounce’u może być zbadana obserwacyjnie?   Wydaje się, że zaglądnąć w środek serca Wszechświata jest niezwykle trudno. Zamaskowany jest on bowiem epoką promieniowania, w której Wszechświat wypełniony był przez gęstą plazmę. Wysokoenergetyczne oddziaływania występujące w tej fazie błyskawicznie tuszują wszelkie znamiona ery bounce’u. Sprawa wydaje się więc, na pierwszy rzut oka, rozstrzygnięta. Jak mielibyśmy mianowicie zobaczyć bounce, obserwując jedynie powierzchnię otaczającej go “ognistej kuli”? Promieniowanie to, dla jasności, pochodzi z powierzchni ostatniego rozproszenia. Jego pozostałością jest obserwowane dziś mikrofalowe promieniowanie tła.

Sprawa ma się  podobnie jak w przypadku obserwacji Słońca. Promieniowanie które do nas dociera, pochodzi z jego zewnętrznej warstwy zwanej chromosferą. Nie pozwala nam ono zajrzeć  do wnętrza Słońca. A jednak wiemy, że znajduje się tam rdzeń helowo-wodorowy.  Informację tą uzyskano w inny sposób. Wyjaśniono mianowicie zasadę działania Słońca w oparciu o znaną i dobrze zbadaną laboratoryjnie fizykę jądrową. Zbudowano model i potwierdzono go w oparciu o obserwacje gwiazd, których na sferze niebieskiej nie brakuje. Takiej wygody nie mamy przy próbie zbadania kwantowej ery Wszechświata. Po pierwsze, fizyka którą dysponujemy do opisu kwantowej fazy Wszechświata istnieje tylko na papierze. Po drugie, mamy tylko jeden Wszechświat do obserwacji. W tym dosyć pesymistycznym konsensusie przychodzi nam jednak z pomocą horyzont. Ten sam horyzont, który pilnuje abyśmy nie zobaczyli zbyt wiele, pozwala nam jednak zerknąć przez dziurkę od klucza.  Pozwala nam zajrzeć do drugiego pokoju, którego solidne ściany chronią znajdujący się w nim skarb. Otwór nie jest zbyt duży, wystarczający jednak aby ujrzeć kontur skrywanej tajemnicy.

Jak jednak ten metaforyczny obraz ma się do rzeczywistości fizycznej? Postaram się to teraz wyjaśnić. Istota tkwi w tym, że wszystkie zdarzenia zachodzące w obrębie horyzontu podlegają przyczynowej zależności. Obszary układu którego elementy nie są w takiej koneksji nie podlegają ewolucji, w przeciwieństwie do obszarów podhoryzontalnych. Wyobraźmy sobie proces jakim jest fala. Fala o długości podhoryzontalej podlega ewolucji rządzonej równaniem falowym. Jeśli jednak długość fali przekroczy promień horyzontu, zacznie dziać się coś bardzo ciekawego. Mianowicie, fala przestanie ewoluować, w żargonie mówi się, że “zamarza”. Jest to naturalną konsekwencją braku wzajemnego oddziaływania podukładów. Jeśli zamarza woda to nie mogą się na niej rozchodzić fale powierzchniowe. Natomiast sama fala, jeśli istniała przed zamarznięciem, może pozostać w formie skrystalizowanej. Tak samo jest w przypadku fal przecinających horyzont kosmologiczny. Fale, o których mowa to tak zwane mody drgań pól. W szczególności, jeśli rozważymy pole kwantowe, fale takie odpowiadają fluktuacjom próżni. Fale te nieustannie tworzą się i znikają, przestrzegając przy tym zasadę nieoznaczoności Heisenberga. Mody te nazywamy cząstkami wirtualnymi. Jeśli jednak dany mod przetnie skalę horyzontu, ulegnie “zamrożeniu” i stanie się klasyczną cząstką. Idea ta jest podstawą mechanizmu kosmologicznej kreacji cząstek. Jak jednak mechanizm ten ma się do idei testowania kwantowej fazy Wszechświata? Popatrzmy  na rysunek poniżej.

Widać na nim ewolucję horyzontu kosmologicznego (promienia Hubble’a R_{\text{H}} = 1/|H|) podczas fazy bounce’u. Ulega on jak widać najpierw kurczeniu do skończonych rozmiarów, a następnie ponownie zaczyna puchnąć (Pominęliśmy tu osobliwe zachowanie promienia Hubble’a w punkcie odbicia. Jak można jednak pokazać, nie ma to istotnego wpływu na nasze rozważania).  Na rysunku przedstawiono również przykładową fizyczną skalę długości \lambda. Jak łatwo zauważyć, w fazie bounce’u wszystkie skale długości zachowują się w podobny sposób. Mianowicie, będąc początkowo pod horyzontem, przecinają go, a następnie ponownie pod niego powracają. Jak widać, pierwsze nad horyzont wchodzą największe skale długości. Warto uświadomić sobie w tym miejscu, że proces ten zachodzi przed fazą Wielkiego Wybuchu! Mody wielkoskalowe, będące przed przecięciem horyzontu fluktuacjami, stają się, po jego przecięciu, klasycznymi cząstkami. Proces taki uważa się w istocie za mechanizm dający początek tworzeniu się wszelkich struktur we Wszechświecie. Gdyby nie horyzont, Wszechświat pozostawałby jednorodny, wypełniony jedynie fluktuacjami kwantowymi. Dzięki temu jednak, że informacja rozchodzi się ze skończoną prędkością, mogły powstać pierwotne zaburzenia. Doprowadziły one do powstania galaktyk, gwiazd, planet i w rezultacie Nas samych.
Istotną cechą całego omawianego mechanizmu generowania klasycznych zaburzeń jest to, że na skalach ponadhoryzontalych pozostają one “zamrożone”. Jeśli więc pewnym modom udało się wejść nad horyzont w erze kwantowej, mają one szansę pozostać tam w niezmienionej formie aż do ponownego przecięcia horyzontu. Nie są one bowiem wtedy zależne od mikrofizyki na skalach podhoryzontalnych. Innymi słowy to, że Wszechświat wypełniony jest gorącą, silnie oddziałującą plazmą nie robi na nich zbyt dużego wrażenia.

Zaburzenia na skalach ponadhoryzontalnych odbijają się bezpośrednio na obserwowanym mikrofalowym promieniowaniu tła (CMB). Obserwacje widma tego promieniowania mogą więc odsłonić znamiona kwantowej ery Wszechświata [5]. Pozwalają nam zaglądnąć w dziurkę od klucza daną nam przez horyzont. Efekt bounce’u może bezpośrednio przejawiać się w obserwowanym widmie CMB. W szczególności prowadząc do tłumienia tzw. niskich multipoli. Efekt taki w rzeczywistości obserwuje się.   Dostępne nam obecnie dane doświadczalne nie pozwalają jednak wyłonić faworyta spośród kilku kandydatów pretendujących do wyjaśnienia tego zjawiska. Najbliższe lata, głównie dzięki obserwacjom satelity Planck, mogą jednak  przynieść odpowiedź. Byłoby to niezwykle donośne odkrycie.  Pojawia się tu jednak jeszcze jeden problem. Nie wynikający jednak ze zbyt niskiej zdolności rozdzielczej czy czułości przyrządów pomiarowych. Mianowice chodzi tu o tak zwaną kosmiczną wariancję. Jest to efekt statystyczny który uwidacznia się dla wielkości mierzonych na skalach horyzontalnych. W przypadku pomiarów CMB odpowiada to niskim multipolom l. Czyli właśnie tym, dla których spodziewamy się efektów bounce’u. Względna niepewność pochodząca od kosmicznej wariancji wyraża się jako

\frac{\Delta C_l}{C_l} = \sqrt{\frac{2}{2l+1}}.

Widać stąd, że dla np. l=2 względna niepewność pochodząca od kosmicznej wariancji wynosi 0.63, czyli wynik pomiaru jest porównywalny z jego niepewnością. Efektu tego nie da się usunąć i stanowi on poważne utrudnienie w testowaniu scenariucza kosmicznego bounce’u.

Jeśli jednak, scenariusz kwantowego bounce’u rzeczywiście ma realizację fizyczną, to obserwacje widma CMB mogą pozwolić zaglądnąć na drugi biegun ognistej kuli. Czyli  do Wszechświata przed Wielkim Wybuchem. Czego możemy się o nim dowiedzieć? Możemy dostrzec kontur którym jest jego globalna ewolucja. Nie jest to dużo, wystarczająco jednak aby nasycić własną ciekawość.

Wszechświat uchyla przed nami swoje tajemnice. Pozwala nam zerknąć w swoje najskrytsze obszary. Wymaga jednak abyśmy potrafili go czytać. Nie jest to jednak lektura prosta. Językiem bowiem, w którym jest zapisana jest fizyka. My natomiast nie znamy połowy alfabetu. Pchani przez ciekawość musimy się jednak z nią zmierzyć. Szczęśliwie oręż nasz zacny a zwie się rozum.

  1. L. M. Krauss, R. J. Scherrer, “The End of Cosmology?”, Scientific American Magazine, February 25, 2005.
  2. A. Ashtekar, T. Pawłowski and P. Singh,  “Quantum nature of the big bang,”  Phys. Rev. Lett.  96 (2006) 141301.
  3. M. Bojowald,  “Loop quantum cosmology,”  Liv. Rev. Rel.  8 (2005) 11.
  4. A. Ashtekar and J. Lewandowski,  “Background independent quantum gravity: A status report,”  Class. Quant. Grav.  21 (2004).
  5. J. Mielczarek,  “Gravitational waves from the Big Bounce,”  JCAP 0811 (2008) 011.

© Jakub Mielczarek, 14 paździenika 2008