Inflation
i et univers med lav tæthed
Der har gradvist samlet sig vidnesbyrd om, at universet har mindre stof og derfor udvider sig hurtigere, end inflationsteorien traditionelt forudsiger. Men en mere sofistikeret udgave af teorien forklarer nemt observationerne
Martin A. Bucher og David N. Spergel*
Indhold:
|
|
BOBLE
UNIVERSER
|
Indledning
I begyndelsen, paradoks
Arbejde i felten
Boble universer
Afgrænset i en nøddeskal
Bekræftende vidnesbyrd
Box: Hvordan begyndte universet?
Yderligere læsning
Indledning
Kosmologi har et omdømme som en vanskelig videnskab, men på mange måder er
det lettere at forklare hele universet, end at forstå et encellet dyr. På de
største kosmiske skalaer, hvor stjerner, galakser og endda galaksehobe kun er
pletter, er stoffet spredt jævnt. Og det styres kun af én kraft, gravitationen.
Disse to grundlæggende observationer - ensartethed på stor skala og
gravitationens dominans - er grundlaget for Big Bang teorien, ifølge hvilken vort
univers har udvidet sig i de sidste 12 milliarder år, eller der omkring. På
trods af sit spinkle grundlag er teorien bemærkelsesværdigt succesfuld til
forklaring af galaksernes hastighed væk fra hinanden, de relative mængder af
lette grundstoffer, den svage mikrobølgeglød på himlen og astronomiske
strukturers almene udvikling. Udfoldelsen af kosmos forekommer at være
fuldstændig upåvirkelig af detaljerne i dets indhold. Uheldigvis for biologerne
gælder det samme princip ikke i selv den enkleste organisme.
Alligevel er der medfødte paradokser i Big Bang
teorien. For to årtier siden løste kosmologer disse bekymrende inkonsistenser
ved at indarbejde ideer fra partikelfysikken - hvilket gav anledning til
teorien om "inflation". Men nu står denne videreudvikling selv ansigt
til ansigt med en krise, som er forårsaget af nylige observationer, der er i
modstrid med dens forudsigelse om stoffets middeltæthed i kosmos. Kosmologerne
erkende, at universet måske ikke er helt så enkelt, som de mente. Enten må de
postulere eksistensen af en eksotisk form for stof eller energi eller de må
tilføje et yderligere lag kompleksitet til inflationsteorien. I denne artikel
vil vi rette opmærksomheden mod den sidstnævnte mulighed.
Strengt taget beskriver Big Bang teorien ikke
universets fødsel, men snarere dets vækst og modning. Ifølge teorien var det
nyfødte univers en yderst varm, tæt beholder med stråling. En del af den, en
klump mindre end et løg, forstørredes efterhånden til det univers, vi kan se i
dag. (Der findes andre dele af universet, som måske er uendeligt i udstrækning,
vi ikke kan se, fordi deres lys endnu ikke har haft tid nok til at nå
Jorden). Ideen om et univers, der ekspanderer, kan være forvirrende; selv
Albert Einstein betragtede den i begyndelsen med mistænksomhed. Når kosmos
udvider sig, forøges afstanden mellem to uafhængige objekter. Fjerne galakser
bevæger sig fra hinanden, fordi rummet mellem dem af sig selv bliver større, på
nøjagtig samme måde, som rosiner fjerner sig fra hinanden i et brød under
hævning.
En naturlig konsekvens af et ensartet univers'
udvidelse er Hubbles lov, hvorved galakser fjerner sig fra Jorden (eller fra
ethvert andet punkt i universet) med hastigheder, som er proportionale med
deres afstand. Ikke alle objekter i universet adlyder denne lov, fordi gensidig
tyngdetiltrækning kæmper imod rummets opsvulmen. For eksempel fjerner Solen og
Jorden sig ikke fra hinanden. Men det gælder for de største skalaer. I den
enkleste version af Big Bang er udvidelsen altid foregået med nogenlunde samme
hastighed.
I begyndelsen, paradoks
Efterhånden som det ungdommelige univers ekspanderede, afkøledes det, blev
fortyndet og mere og mere komplekst. Noget af strålingen kondenserede til de velkendte
elementarpartikler og simple atomkerner. I løbet af omkring 300.000 tusind år
var temperaturen faldet til 3.000 grader Celsius, køligt nok til, at
elektronerne og protonerne kunne kombinere og danne brintatomer. På det
tidspunkt blev universet gennemsigtigt, hvilket slap den berømte kosmiske
mikrobølgebaggrundsstråling løs. Strålingen er meget jævn, hvilket viser, at
tætheden af stoffet i forskellige områder af det tidlige univers kun varierede
med en del ud af 100.000. Selv om disse forskelle var meget små, voksede de
efterhånden til galakser og galaksehobe [se "The Evolution of the
Universe," af P. James Peebles, David N. Schramm, Edwin L. Turner og
Richard G. Kron; Scientific American, Oktober 1994], [Universets udvikling].
Til trods for sine succeser kan standard Big Bang
teorien ikke besvare adskillige dybe spørgsmål. For det første, hvorfor er
universet så ensartet? To områder på modsatte sider af himlen ligner stort set
hinanden, alligevel er de adskilt med mere end 24 milliarder lysår. Lyset har
kun bevæget sig i omkring 12 milliarder år, så områderne har ikke set hinanden
endnu. Der har aldrig været tid nok til, at stof, varme eller lys kunne flyde
mellem dem og homogenisere deres tæthed og temperatur (se illustrationen).
Universets ensartethed må på en eller anden måde have været der før udvidelsen,
men teorien forklarer ikke hvordan.
Modsat kunne man spørge, hvorfor universet overhovedet
havde tæthedsvariationer. Heldigvis havde det: uden disse små bølger ville
universet i vore dage stadig have ensartet tæthed - nogle få atomer pr.
kubikcentimeter - og hverken Mælkevejen eller Jorden ville findes.
Endelig, hvorfor er den kosmiske ekspansions hastighed
lige nok til at modvirke den kollektive gravitation fra alt stoffet i
universet? Enhver væsentlig afvigelse fra perfekt balance ville have forstørret
sig selv i tidens løb. Hvis ekspansionshastigheden havde været for stor, ville
universet i dag have forekommet næsten tomt for stof. Hvis gravitationen havde
været for stærk, ville universet allerede være kollapset i et stort knus og du
ville ikke læse denne artikel.
Kosmologer udtrykker dette spørgsmål ved hjælp af
variablen omega, Ω, forholdet mellem gravitationsenergi og kinetisk energi
(dvs. den energi, der indeholdes i stoffets bevægelse, når universet udvider
sig). Variablen er proportional med stoffets tæthed i universet - en højere
tæthed betyder større gravitation og derfor et større Ω. Hvis Ω er
lig med en ændrer dets værdi sig aldrig; ellers falder eller øges den gennem en
selvforstærkende proces, når enten den kinetiske energi eller
gravitationsenergien bliver dominerende. Efter milliarder af år burde Ω
effektivt være 0 eller uendelig. Fordi universets tæthed (og tak for det)
hverken er 0 eller uendelig, må Ω's oprindelige værdi have været eksakt én
eller ekstraordinært tæt på (inden for en del af 1018). Hvorfor? Big
Bang teorien giver ingen forklaring anden end rent held.
Disse mangler gør ikke teorien ugyldig - den forklarer pænt
milliarder års kosmisk historie - men de viser, at den er ufuldstændig. For at
udfylde gabet udviklede kosmologerne Alan H. Guth, Katsuhiko Sato, Andrei D.
Linde, Andreas Albrecht og Paul J. Steinhardt tidligt i 1980'erne teorien om
inflation [se "The Inflationary Universe," af Alan H. Guth og Paul J.
Steinhardt; Scientific American, Maj 1984]. [Det
inflatoriske univers].
Prisen, der betales for at løse paradokserne, er at
gøre Big Bang teorien mere kompliceret. Den inflatoriske teori postulerer, at
baby universet gennemgik en periode med meget hurtig ekspansion (deraf navnet).
Ulig den konventionelle Big Bang ekspansion, der decelererer med tiden,
accelererede den inflatoriske ekspansion. Den skubbede to uafhængige objekter
fra hinanden med stadig stigende fart - til sidst med overlyshastighed. Denne
bevægelse overtrådte ikke relativiteten, som forbyder objekter med endelig
masse at bevæge sig gennem rummet hurtigere end lyset. Faktisk stod objekterne
stille relativt til rummet omkring dem. Det var selve rummet, som udvidede sig
hurtigere end lyset.
En sådan tidlig ekspansion forklarer den ensartethed,
der ses i universet i dag. Alle dele af det synlige univers var engang så tæt
sammen, at de var i stand til at opnå en fælles tæthed og temperatur. Under
inflationen mistede forskellige dele af dette ensartede univers kontakten;
først senere, efter inflationens afslutning, havde lyset tid til at indhente
den langsommere Big Bang ekspansion. Hvis der er nogen uensartethed i det
større univers, er den endnu ikke blevet synlig.
Arbejde i felten
For at fremkalde den hurtige ekspansion tilføjer inflationsteorien kosmologien et nyt element, som er hentet fra partikelfysik: "inflations" feltet. I moderne fysik repræsenteres elementære partikler, som protoner og elektroner, af kvantefelter, som minder om de velkendte elektriske, magnetiske og tyngdemæssige felter. Et felt er simpelthen en funktion af rum og tid, hvis svingninger tolkes som partikler. Felter er ansvarlige for transmissionen af kræfter.
|
|
|
INFLATIONSFELTET, som var oprindelsen til den
kraft, der fik rummet til at ekspandere, opførte sig som en bold, der ruller
ned ad en bakke: det søgte at minimere sin potentielle energi (lodret akse) ved at ændre sin værdi (vandret akse). Feltet begyndte højt oppe
på bakken på grund af kvanteprocesser ved tidens begyndelse. I standard
inflation (venstre) rullede feltet så
direkte til sin laveste værdi. Men i åben inflation (højre) blev det fanget i en dal, eller et ”falsk minimum.” Gennem
det meste af universet blev det der og inflationen sluttede aldrig. I nogle få
heldige områder ”tunnelerede” feltet ud af sin dal og fuldførte sin
nedstigning. Et sådant område blev den boble, vi lever i. I begge typer
inflation slaskede det frem og tilbage, da det nåede sit endelige hvilested og
fyldte rummet med stof og stråling. Big bang var begyndt.
DMITRY KRASNY
Inflationsfeltet leverer en "antigravitations" kraft, som strækker
rummet. En given værdi af inflationsfeltet er tilknyttet en potentiel energi.
Meget på samme måde som en bold, der ruller ned ad en bakke, prøver
inflationsfeltet at rulle mod bunden af sit potentiale (se illustrationen). Men
universets udvidelse introducerer noget, der kan beskrives som en kosmologisk
friktion, der modvirker nedturen. Så længe friktionen dominerer, sidder
inflationsfeltet næsten fast. Dets værdi er næsten konstant, så
antigravitationskraften vinder i styrke, relativt til gravitationen - hvilket
forårsager, at afstanden mellem objekter, der engang var nær hinanden, forøges
med voksende hastigheder. Efterhånden bliver feltet svagere og omdanner sin
resterende energi til stråling. Bagefter fortsætter universet sin udvidelse som
i standard Big Bang.
Kosmologer synliggør denne proces ved hjælp af universets
form. Ifølge Einsteins almene relativitetsteori er gravitation en geometrisk
virkning: stof og energi bøjer rummets og tidens klæde og afbøjer derved de
baner, som objekter følger. Universets overordnede udvidelse, som i sig selv er
en slags afbøjning af rum og tid, kontrolleres af værdien af Ω [se Universets geometri]. Hvis Ω er større end én, har
universet en positiv krumning som overfladen på en appelsin, men i tre rumlige
dimensioner (den sfæriske eller "lukkede" geometri). Hvis Ω er
mindre end én har universet en negativ krumning som en kartoffelchip (den
hyperbolske eller "åbne" geometri). Hvis den er lig med én, er
universet fladt, som en pandekage (den sædvanlige euklidiske geometri).
Inflation gør det observerbare univers fladt.
Ligegyldigt hvilken form universet havde i begyndelsen, blæser inflationen det
op til enorm størrelse og skubber det meste af det ud af syne. Den lille
synlige fraktion kan forekomme flad, på samme måde som en lille del af Jordens
overflade forekommer flad. Således skubber inflationen den observerede Ω
mod én. Samtidigt bliver eventuelle begyndelses-uregelmæssigheder i stoffets
tæthed udjævnet.
Så i standard inflationsteorien er kosmisk fladhed og
ensartethed forbundet. For at universet kan være så homogent, som det er, siger
teorien, at universet burde være meget, meget fladt, med Ω lig med én
inden for en del af 100.000. Det burde være fuldstændig umuligt for
astronomerne at detektere nogen afvigelse fra fuldstændig fladhed. Derfor er
fladhed i det meste af de to seneste årtier blevet betragtet som en af teoriens
faste forudsigelser.
Og det er problemet. Mange forskellige astronomiske
observationer, som involverer galaksehobe og fjerne supernovaer, antyder nu, at
gravitationen er for svag til at overvinde ekspansionen. Hvis det er sådan, må
stoffets tæthed være mindre end forudsagt - med Ω lig med omkring 0,3.
Dvs. at universet kunne være krumt og åbent. Der er tre måder at tolke dette
resultat på. Den første er, at inflationsteorien er helt forkert. Men hvis
kosmologerne opgiver inflationen, vil de formidable paradokser, som teorien
løste så nydeligt, dukke op igen og der ville kræves en ny teori. Der kendes
intet sådant alternativ.
En anden tolkning stammer fra den accelererende
ekspansion, der udledes fra observationerne af fjerne supernovaer [se
"Surveying Space-time with Supernovae," af Craig J. Hogan, Robert P.
Kirshner og Nicholas B. Suntzeff, Scientific American, Januar 1999] [Undersøgelse af rumtiden med supernovaer]. En sådan
ekspansion tyder på yderligere energi i form af en "kosmologisk
konstant". Denne ekstra energi ville virke som en underlig form for stof,
der afbøjede rummet meget på samme måde, som almindeligt stof gør. Den
kombinerede virkning ville være at gøre rummet fladt og så ville den
inflatoriske teori ikke have noget at bekymre sig om [se "Cosmological
Antigravity," af Lawrence M. Krauss, Scientific American, Januar 1999]. [Kosmologisk antigravitation]. Men udledningen af den
kosmologiske konstant plages af usikkerheder om støv og naturen af de stjerner,
der gennemgår supernova eksplosioner. Så kosmologerne holder alle muligheder
åbne (så at sige).
Boble universer
En tredje vej at gå er, at tage observationerne for hvad de er og spørge,
hvorvidt et fladt univers virkelig er en uundgåelig konsekvens af inflation.
Denne indfaldsvinkel involverer endnu en udvidelse af teorien til endnu
tidligere tider, men nogen ny kompleksitet. Ruten blev først kortlagt i de
tidlige 1980'ere af Sidney R. Coleman og Frank de Luccia fra Harvard University
og J. Richard Gott III fra Princeton University. Ideerne blev ignoreret i mere
end et årti, men blev fornylig videreudviklet af en af os (Bucher) sammen med
Neil G. Turok, nu på University of Cambridge og Alfred S. Goldhaber fra State
University of New York at Stony Brook og af Misao Sasaki og Takahiro Tanaka, nu
på Osaka University og Kazuhiro Yamamoto fra Kyoto University. Linde og hans
medarbejdere har også foreslået nogle konkrete modeller og udvidelser af disse
ideer.
Hvis inflationsfeltet havde en anden potentiel-energi
funktion, ville inflationen have bøjet rummet på en præcis og forudsigelig måde
- og efterladt universet ganske lidt kurvet i stedet for helt fladt. Antag
især, at potentiel-energi funktionen havde to dale - et falsk (lokalt) minimum
såvel som et sandt (globalt) minimum (se illustrationen). Når inflationsfeltet
rullede ned, ekspanderede universet og blev ensartet. Men så sad feltet fast i
det falske minimum. Fysikere kalder denne tilstand det "falske
vacuum" og alt stof og stråling i kosmos blev næsten fuldstændigt
erstattet af inflationsfeltets energi. Fluktuationerne, som er indbygget i
kvantemekanikken, forårsagede, at inflationsfeltet vibrerede og muliggjorde til
sidst, at det undslap fra det falske minimum - ligesom dét at ryste en
spillemaskine, kan frigøre en fanget kugle.
Flugten, som kaldes falsk-vacuum henfald, skete ikke
samtidigt alle steder. I stedet skete det først et tilfældigt sted og spredtes
derefter. Processen svarede til at bringe vand i kog. Når vand er opvarmet til
kogepunktet, bliver det ikke øjeblikkeligt til damp overalt. På grund af
atomernes tilfældige bevægelser dannes spredte bobler i væsken - lidt som
boblerne i en suppegryde. Bobler, der er mindre end en bestemt minimal
størrelse, kollapser på grund af overfladespænding. Men i større bobler
overvinder energiforskellen mellem dampen og det overophedede vand
overfladespændingen; disse bobler udvider sig med lydens hastighed i vand.
|
|
|
UENDELIGT UNIVERS I ENDELIGT RUM? Denne
tilsyneladende paradoksale indretning er mulig fordi rum og tid opfattes
forskelligt udenfor (øverst) og
inde i (nederst) boble universet.
Her går tiden – set af ydre observatører – opad. Rum er, pr. definition,
enhver linie eller overflade, der forbinder punkter til en vis tid (vandrette linier). Boblen ser endelig
ud. Indre observatører opfatter imidlertid kun forløbet tid, den mængde, der
er gået siden boblen først ankom på en given position. Som tiden går, falder
temperaturen – hvilket tilskynder fysiske ændringer (varm er gul; kølig er sort). Overflader med konstant forløbet tid
er hyperboler, som bøjer opad og aldrig rører boblens væg. Punkter inde i
boblen bevæger sig fra hinanden p.g.a. ekspansionen (stiplede linier). Således regner vi os for konger af det
uendelige rum. DON |
I falsk-vacuum henfald spillede kvantefluktuationerne de tilfældige
atomare bevægelsers rolle og fik bobler af sandt vacuum til at dannes.
Overfladespændingen ødelagde de fleste bobler, men nogle få voksede sig så
store, at kvantevirkningerne blev betydningsløse. Uden noget til at modstå dem
fortsatte deres radius med at vokse med lysets hastighed. Når en bobles ydre
væg passerede gennem et punkt i rummet, blev inflationsfeltet på det punkt
slået ud af det falske minimum og genoptog sin nedstigning. Derefter oppustedes
rummet inde i boblen næsten som i standard inflationsteorien. Denne bobles
indre svarer til vort univers. Det øjeblik, hvor inflationsfeltet brød ud af
sit falske minimum, svarer til Big Bang i ældre teorier.
For punkter, i forskellig afstand fra kernedannelsens
centrum, skete Big Bang på forskellige tidspunkter. Denne forskel forekommer
mildt sagt mærkelig. Men omhyggelig undersøgelse af inflationsfeltet afslører,
hvad der foregik. Inflationen virkede som et kronometer: dens værdi i et givet
punkt repræsenterede den tid, der var gået siden Big Bang hændte i det punkt.
På grund af tidsforsinkelsen i Big Bangs start var inflationsværdien ikke den
samme overalt; den var højest ved boblens væg og faldt jævnt ind mod centrum.
Matematisk udtrykt var inflationsværdien konstant på overflader af form som hyperbler
(se illustrationen).
Inflationsværdien er ikke bare en abstraktion. Den
bestemte de grundlæggende egenskaber ved universet inde i boblen - nemlig dets
middeltæthed og den kosmiske baggrundsstrålings temperatur (i dag 2,7 grader
Celsius over absolut nul). Langs en hyperbolsk overflade var tætheden,
temperaturen og tiden, der var gået, konstante. Disse overflader er det, som
observatører inde i boblen perciperer som konstant "tid". Den er ikke
den samme som tiden oplevet uden for boblen.
Hvordan er det muligt at noget så fundamentalt som
tiden kan være forskellig på indersiden og ydersiden? Baseret på opfattelsen af
rum og tid før Einsteins relativitetsteorier, ville et sådant trick faktisk
have forekommet umuligt. Men i relativiteten er distinktionen mellem rum og tid
udflydende. Det, en observatør kalder "rum" og "tid", er
stort set et spørgsmål om, hvad man vedtager. Løst sagt repræsenterer tiden
retningen i hvilken tingene ændrer sig og ændringer inde i boblen drives af inflationen.
Afgrænset i en nøddeskal
Ifølge relativiteten har universet fire dimensioner - tre til rummet, en til tiden. Når tidsretningen en gang er bestemt, må de tre resterende retninger være rumlige; de er retninger i hvilke, tiden er konstant. Derfor forekommer et bobleunivers hyperbolsk set indefra. Når vi rejser ud i rummet, bevæger vi os effektivt langs en hyperbel. Når vi ser bagud i tiden, ser vi mod boblens væg. I princippet kunne vi se udenfor boblen og før Big Bang, men i praksis blokerer det tætte, uigennemsigtige tidlige univers for udsigten.
Denne sammenblanding af rum og tid muliggør, at et helt hyperbolsk univers
(hvis rumfang er uendeligt) kan passe ind i en ekspanderende boble (hvis
rumfang altid er endeligt, selvom det stiger uden begrænsning). Rummet inde i
boblen er faktisk en blanding af både rum og tid, når det perciperes uden for
boblen. Fordi den ydre tid er uendelig, er det indre rum det også.
Det tilsyneladende bizarre begreb om bobleuniverser
befrier inflationsteorien for dens insistering på, at Ω skal være lig én.
Skønt dannelsen af boblen skabte hyperbler, sagde den intet om deres præcise
skala. I stedet bestemmes skalaen af inflationspotentialets detaljer og den
varierer med tiden i overensstemmelse med Ω's værdi. I begyndelsen er
Ω's værdi inde i boblen lig med nul. Under inflationen vokser dens værdi
og nærmer sig én. Således begynder hyperblerne med en brat bøjning og flader så
gradvist ud. Inflationspotentialet angiver udfladningens hastighed og varighed.
Inflationen i boblen kommer til sin afslutning og dér er Ω afbalanceret
yderst tæt på, men lidt under, én. Så begynder Ω at falde. Hvis
inflationens varighed inde i boblen lige stemmer (indefor nogle få procent),
vil Ω's nuværende værdi passe med den observerede værdi.
Ved første øjekast kan processen forekomme barok, men
hovedkonklusionen er enkel: universets ensartethed og geometri behøver ikke
hænge sammen. De kunne i stedet være resultatet af forskellige inflationstrin:
ensartetheden fra inflationen før boblens kernedannelse; geometrien fra
inflationen inde i boblen. Fordi de to egenskaber ikke er viklet sammen,
bestemmer behovet for ensartethed ikke inflationens varighed, som er lige lang
nok til at give hyperblerne den ønskede fladhedsgrad.
Faktisk er denne formulering en ligefrem udvidelse af
Big Bang teorien. Standard inflationssynspunktet beskriver, hvad der skete lige
før den almindelige Big Bang udvidelse. Den nye formulering, kendt som åben
inflationsteori, tilføjer endnu et trin, som kommer før standard inflationen. En
anden teori, som beskriver endnu tidligere tider, kræves for at forklare den
oprindelige skabelse af universet [se Hvordan begyndte
universet?].
At leve i et bobleunivers har et antal interessante
konsekvenser (for ikke at nævne muligheder for science-fiction fortællinger).
For eksempel, ville en fremmed kunne passere sikkert fra boblens ydre til dens
indre. Men når han en gang var inde, kunne observatøren (som os) aldrig forlade
den, for det ville kræve rejse hurtigere end lyset. En anden konsekvens er, at
vort univers kun er ét ud af en uendelighed af bobler, nedsænket i et enormt,
frådende hav af uendeligt ekspanderende falsk vacuum. Hvad nu, hvis to bobler
kolliderede? Deres møde ville udløse en eksplosion af kosmiske dimensioner, som
ødelagde alt inde i boblerne nær stedet for sammenstødet. Fordi boblernes
kernedannelse er en yderst sjælden proces, er sådanne kataklysmer heldigvis
usandsynlige. Selv hvis det skete, ville en stor del af boblerne ikke blive
påvirket. For observatører, på sikker afstand, inde i boblerne, ville hændelsen
ses som et stegende varmt område på himlen.
Bekræftende vidnesbyrd
Hvordan afprøver man denne teori? At forklare hvorfor universet er ensartet
er bestemt godt. Men validering af en teori kræver, at nogle kvantitative
forudsigelser sammenlignes med observationer. Den åbne inflations specifikke
virkninger blev beregnet i 1994 med bidrag fra de to grupper, som forfinede
teorien, såvel som Bharat V. Ratra og P. James E. Peebles fra Princeton.
Både de gamle og nye inflationsbegreber gør definitive
forudsigelser baseret på kvantevirkninger, som forårsagede, at forskellige
punkter i rummet gennemgik lidt forskellige mængder inflation. Da inflationen
sluttede, resterede nogen energi i inflationsfeltet, som blev til stråling -
brændstoffet til den efterfølgende Big Bang udvidelse. Fordi inflationens
varighed skiftede fra sted til sted, gjorde mængden af restenergi det også og
derfor gjaldt det samme strålingens tæthed.
Den kosmiske baggrundsstråling giver et billede af
disse bølger. I åben inflation påvirkes den ikke kun af fluktuationer, som
udvikler sig inde i universet, men også af dem, der opstår uden for boblen og
udbreder sig inde i den. Andre småbølger sættes i bevægelse af
uregelmæssigheder i boblens kernedannelse. Disse mønstre burde være mest
bemærkelsesværdige på de største skalaer. De har den virkning, at de tillader
os at se udenfor vort bobleunivers. Desuden erkendte en af os (Spergel), som
arbejdede med Marc Kamionkowski, nu på Colombia University og Naoshi Sugiyama
fra University of Tokyo, at den åbne inflation burde have andre, rent
geometriske, virkninger (se Universets geometri).
Ved det nuværende præcisionsniveau kan observationerne
ikke skelne mellem de to inflationsteoriers forudsigelser. Sandhedens øjeblik
vil komme med den planlagte opsendelse sent næste år af Microwave Anisotropy
Probe (MAP) af National Aeronautics and Space Administration. En mere avanceret
europæisk modpart, Planck, er planlagt til opsendelse i 2007. Disse satellitter
vil udføre observationer mage til dem, som Cosmic Microwave Background Explorer
(COBE) satellitten udførte for næsten et årti siden, men med meget højere
opløsning. De burde kunne udvælge hvilken teori - enten den kosmologiske
konstant eller åben inflation - der er korrekt. Eller det kunne meget vel vise
sig, at ingen af dem passer, i hvilket tilfælde forskerne må begynde forfra og
finde nogle nye ideer om hvad der skete i det meget tidlige univers.
ET VIGTIGT PARADOKS i kosmologi er, at
universet er næsten ensartet. I den normale big bang ekspansion er en sådan
regelmæssighed umulig (øverste del af
diagrammet). For milliarder af år siden begyndte to galakser i hver sin
side af universet at skinne. Skønt universet ekspanderede, kunne lyset overhale
andre galakser og endelig nå os i Mælkevejen. Mennesker, der betragtede
galakserne gennem teleskoper, bemærkede, at de så næsten ens ud. Dog havde
lyset fra hver af dem endnu ikke nået den anden. Hvordan kunne de to have
harmoniseret deres udeseende uden at se den anden? Inflation (nederste del af diagrammet) giver et
svar. I den første brøkdel af et sekund af den kosmiske historie rørte
galaksernes ophav hinanden. Så ekspanderede universet med accelererende
hastighed og trak dem fra hinanden hurtigere end lysets hastighed. Lige siden
har galakserne været ude af stand til at se hinanden. Da inflationen sluttede,
begyndte lyset at overhale dem igen; efter milliarder af år vil galakserne
komme tilbage i kontakt.
DON DIXON
Hvordan begyndte universet?
|
|
|
Fysikkens love beskriver
alment, hvordan et fysisk system udvikler sig fra en begyndelsestilstand. Men
enhver teori, der beskriver, hvordan universet begyndte, skal involvere en
radikalt anderledes form for lov, som forklarer selve begyndelsestilstanden.
Hvis normale love er vejkort, som fortæller en hvordan man kommer fra A til
B, så skal de nye love retfærdiggøre, hvorfor man startede ved A til at
begynde med. Der er foreslået mange kreative muligheder. |
I det klassiske billede
afsluttes inflationen, når inflationsfeltet ruller ned ad sit potentiale. Men
på grund af kvantefluktuationer kan feltet lige så godt springe op ad
potentialet som ned. Derfor er der altid områder af universet - som faktisk
udgør størstedelen af dets rumfang - der inflaterer. De omringer lommer af
rum, hvor inflationen er sluttet og et stabilt univers har foldet sig ud.
Hver lomme har et forskelligt sæt fysiske konstanter, vi lever i dét, hvis
konstanter er passende for vor eksistens. Resten af universet fortsætter med
at inflatere og har altid inflateret. Men Vilenkin og Arvind Borde, også på
Tufts, har argumenteret for, at selv denne udvidelse af inflation ikke
beskriver universets oprindelse fuldstændigt. Selv om inflationen kan være
evig i tidens fremadgående retning, kræver den en ultimativ begyndelse. |
Yderligere læsning
The Self-Reproducing Universe. Eugene F. Mallove in Sky & Telescope, Vol. 76, No. 3, pages 253-256; September 1988.
Open Universe From Inflation. Martin Bucher, Alfred S. Goldhaber and Neil Turok in Physical Review D, Vol. 52, No. 6, pages
3314-3337; September 15, 1995. Preprint at xxx.lanl.gov/abs/hep-ph/9411206 on
the World Wide Web.
The Very First Light:
The True Inside Story of the Scientific Journey Back
to the Dawn of the Universe. J. Mather, with J. Boslough.
Basic Books, 1996.
The Inflationary
Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Alan H. Guth.
Perseus
Press, 1997.
Additional information on the
Microwave Anisotropy Probe and Planck satellite can be found at
map.gsfc.nasa.gov/ and astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/Planck/ on the
World Wide Web.
* Martin A. Bucher og David N. Spergel studerer det meget
tidlige univers' fysik. Bucher, som i øjeblikket er på afdelingen for anvendt
matematik og teoretisk fysik, University of Cambridge, er en af pionerene i
åben inflationsteori. Spergel er professor på afdelingen for astrofysiske
videnskaber, Princeton Universitet. Han er medlem af forskerholdet på Microwave
Anisotropy Probe, en satellit, som er konstrueret til at kortlægge den kosmiske
mikrobølgebaggrund med høj opløsning. Begge forfattere arbejder også med emner
som galaksedannelse og strukturen af og defekter i rummets og tidens klæde.
Fra Inflation in a Low-Density Universe, Scientific
American, Januar 1999, pp.43-49.
6. maj, 2006.
Indhold
Det omvendte univers :Én sti:
Det femte element
Kosmologisk antigravitation
Det inflatoriske univers
Det selv-reproducerende inflatoriske univers
Kosmologiens gyldne tidsalder
Index