Det inflatoriske univers

Indhold:

Indledning

I de sidste få år har visse fejl i kosmologiens standard Big Bang teori ført til udviklingen af en ny model for universets meget tidlige historie. Modellen, der kaldes det inflatoriske univers, stemmer præcist overens med den alment accepterede beskrivelse af universet på alle tidspunkter efter det første 10^-30 sekund. I denne første brøkdel af et sekund er fortællingen imidlertid dramatisk anderledes. Ifølge den inflatoriske model havde universet en kort periode med ekstraordinær hurtig inflation eller udvidelse under hvilken, dets diameter forøgedes med en faktor, som måske var 10⁵⁰ gange større end man havde troet. I løbet af dette enorme vokseværk kunne alt stof og al energi i universet skabes ud af praktisk taget ingenting. Den inflatoriske proces har også vigtige betydninger for det nuværende univers. Hvis den nye model er korrekt, er det observerede univers kun en lille del af hele universet.
    Den inflatoriske model har mange egenskaber tilfælles med standard Big Bang modellen. I begge modeller begyndte universet for mellem 10 og 15 milliarder år siden som en oprindelig ildkugle med ekstrem tæthed og temperatur og lige siden har det udvidet sig og er blevet afkølet. Dette billede har kunnet forklare mange sider af det observerede univers, inkluderende rødforskydningen af lyset fra fjerne galakser, den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling og den tidlige overflod af de letteste grundstoffer. Alle disse forudsigelser har kun at gøre med begivenheder, der fandt sted efter det første sekund, hvor de to modeller stemmer overens.
    Indtil for omkring fem år siden var der kun få seriøse forsøg på at beskrive universet i dets første sekund. Temperaturen i dette tidsrum tænkes at have været højere end 10 milliarder Kelvin og man vidste ikke meget om stofs egenskaber under sådanne forhold. Ved at bruge nylige udviklinger i elementarpartiklernes fysik forsøger kosmologerne imidlertid nu at forstå universets historie tilbage til 10^-45 sekund efter dets begyndelse. (I endnu tidligere tider ville energitætheden have været så stor, at Einsteins almene relativitetsteori skulle erstattes af en kvanteteori for gravitation, som indtil videre ikke findes). Når standard Big Bang modellen udvides til disse tidligere tider, dukker der forskellige problemer op. For det første bliver det klart, at modellen kræver et antal strenge, uforklarede antagelser om universets startbetingelser. Desuden medfører de fleste af de nye teorier om elementarpartiklerne, at standardmodellen ville føre til en enorm overproduktion af de eksotiske partikler, der kaldes magnetiske monopoler (hver af dem svarer til en isoleret magnetisk nord- eller sydpol).
    Det inflatoriske univers blev opfundet for at overvinde disse problemer. De ligninger, der beskriver perioden med inflation, har en meget attraktiv egenskab: fra næsten alle startforhold udvikler universet sig til præcis den tilstand, som man måtte antage som starttilstanden i standardmodellen. Desuden bliver den forudsagte tæthed af magnetiske monopoler lille nok til at være i overensstemmelse med observationer. Inden for rammerne af de nylige udviklinger i teorien om elementarpartiklerne forekommer inflationsmodellen at være en naturlig løsning på mange af problemerne i standard Big Bang billedet.

Standard Big Bang modellen

Standard Big Bang modellen er baseret på adskillige antagelser. For det første antages det, at fysikkens grundlæggende love ikke ændrer sig med tiden og at gravitationens virkninger beskrives korrekt af Einsteins almene relativitetsteori. Man antager også, at det tidlige univers var fyldt med en næsten ensartet, ekspanderende, intenst varm gas af elementarpartikler i termisk ligevægt. Gassen fyldte hele rummet, og gassen og rummet udvidede sig sammen med samme fart. Når man midler over store områder, er stoffets og energiens tætheder forblevet ensartede fra sted til sted, efterhånden som universet har udviklet sig. Endvidere antages det, at enhver ændring i stoffets og strålingens tilstande har været så jævn, at den har haft en ubetydelig indvirkning på universets termodynamiske historie. Overtrædelsen af den sidste antagelse er nøglen til den inflatoriske model af universet.
    Big Bang modellen fører til tre vigtige forudsigelser, som kan afprøves eksperimentelt. For det første forudsiger modellen, at efterhånden som universet udvider sig, viger galakserne bort fra hinanden med en hastighed, der er proportional med afstanden mellem dem. I 1920'erne udledte Edwin P. Hubble netop en sådan ekspansionslov fra sit studium af fjerne galaksers rødforskydning. For det andet forudsiger Big Bang modellen, at universet skulle gennembades af en baggrund af mikrobølgestråling, der var resterne af den intense varme ved oprindelsen. Universet blev gennemsigtigt for denne stråling adskillige hundrede tusinder år efter Big Bang. Lige siden da har stoffet klumpet sig sammen til stjerner, galakser og lignende, men strålingen har simpelthen fortsat med at udvide sig og rødskifte, og derved blive afkølet. I 1964 opdagede Arno A. Penzias og Robert W. Wilson fra Bell Telephone Laboratories en baggrund af mikrobølgestråling, som blev ensartet modtaget fra alle retninger med en effektiv temperatur på omkring tre grader K. For det tredje fører modellen til succesfulde forudsigelser om dannelsen af lette atomkerner fra protoner og neutroner i løbet af de første minutter efter Big Bang. På denne måde kan man opnå succesfulde forudsigelser for mængden af helium 4, deuterium, helium 3 og lithium 7. (Tungere kerner menes at være blevet produceret langt senere i stjerners indre).

Mangler ved Standard Big Bang modellen

Ulig Big Bang modellens succeser, som alle gælder begivenheder et sekund eller mere efter Big Bang, drejer alle problemerne sig om tider, hvor universet var meget mindre end et sekund gammelt. Et sæt problemer har at gøre med de særlige forhold, som modellen kræver, da universet dukkede frem fra Big Bang.
    Det første problem er vanskeligheden med at forklare ensartetheden af det observerede univers i stor skala. Ensartetheden i stor skala er mest tydelig i mikrobølgebaggrundsstrålingen, som vides at være ensartet i temperatur til omkring en del ud af 10.000. I standard modellen udvikler universet sig alt for hurtigt til at tillade, at denne ensartethed opnås ved de sædvanlige processer, hvorved et system nærmer sig termisk ligevægt. Grunden er, at ingen information eller fysisk proces kan udbrede sig hurtigere end et lyssignal. Til ethvert givet tidspunkt er der en maksimal afstand, kendt som horisont afstanden, som et lyssignal kunne have rejst siden universets begyndelse. I standard modellen var kilderne til mikrobølgebaggrundsstrålingen, observeret fra modsatte retninger på himlen, adskilt fra hinanden med mere end 90 gange horisontafstanden, da strålingen blev udsendt. Da områderne ikke kunne have kommunikeret, er det vanskeligt at se, hvorledes de kunne have udviklet forhold, der var så nær identiske.
    Mysteriet med at forklare hvorfor universet forekommer at være ensartet over afstande, der er store sammenlignet med horisont afstanden, kaldes horisont problemet. Det er ikke en ægte inkonsistens ved standard modellen; hvis ensartetheden antages i startforholdene, vil universet udvikle sig ensartet. Problemet er, at en af de vigtigste egenskaber ved det observerede univers - dets ensartethed i stor skala - ikke kan forklares af standard modellen; den må antages som en startbetingelse.

Selv med antagelsen om ensartethed i stor skala kræver standard Big Bang modellen endnu en antagelse for at forklare den mangel på ensartethed, der observeres i mindre skalaer. For at redegøre for sammenklumpningen af stof til galakser, hobe af galakser, superhobe af hobe osv. må man antage et spektrum af oprindelige uensartetheder som en del af startforholdene. Det faktum, at dette spektrum af uensartetheder ikke har nogen forklaring, er i sig selv en mangel, men problemet bliver endnu mere udtalt, når modellen udstrækkes tilbage til 10^-45 sekund efter Big Bang. De rudimentære stofklumper udvikler sig hurtigt med tiden, som resultat af deres tyngdemæssige egentiltrækning og derfor må en model, der begynder på et meget tidligt tidspunkt, starte med meget små uensartetheder. For at begynde ved 10^-45 sekund må stoffet starte i en særlig tilstand med ekstraordinær, men ikke helt perfekt, ensartethed. En normal gas i termisk ligevægt ville være alt for uensartet på grund af partiklernes tilfældige bevægelse. Denne særegenhed ved stoffets begyndelsestilstand, som kræves af standard modellen, kaldes jævnhedsproblemet.
    Et andet dunkelt problem ved standard modellen vedrører universets energitæthed. Ifølge almen relativitet kan universets rum i princippet være krumt og krumningens natur afhænger af energitætheden. Hvis energitætheden overskrider en vis kritisk værdi, som afhænger af udvidelseshastigheden, siges universet at være lukket: rummet krummer tilbage i sig selv for at danne et endeligt rumfang uden rand. (En velkendt analogi er overfladen af en kugle, som har et endeligt areal og ingen rand). Hvis energitætheden er mindre end den kritiske tæthed, er universet åbent: rummet krummer, men drejer ikke tilbage i sig selv og rumfanget er uendeligt. Hvis energitætheden er præcis lig med den kritiske tæthed, er universet fladt: rummet beskrives af den velkendte euklidiske geometri (igen med uendeligt rumfang).
    Forholdet mellem universets energitæthed og den kritiske tæthed er en størrelse, som kosmologer betegner med det græske bogstav (omega). Værdien =1 (svarende til et fladt univers) repræsenterer en tilstand med ustabil ligevægt. Hvis nogensinde blev nøjagtig lig med 1 ville den forblive nøjagtig lig med 1 for evigt. Hvis imidlertid afveg ganske lidt fra 1 et øjeblik efter Big Bang, ville afvigelsen fra 1 vokse hurtigt med tiden. Givet denne ustabilitet er det overraskende, at i vore dage måles som værende mellem 0,1 og 2. (Kosmologerne er stadig ikke sikre på om universet er åbent, lukket eller fladt). For at kan være i dette temmelig smalle område i vore dage, måtte dens værdi et sekund efter Big Bang have været lig med 1 indenfor 1 del ud af 10¹⁵. Standard modellen giver ingen forklaring på, hvorfor begyndte så tæt på 1, men antager bare kendsgerningen som et startforhold. Denne mangel ved standard modellen kaldes fladhedsproblemet og blev først udpeget i 1979 af Robert H. Dicke og James E. Peebles fra Princeton University.

TYPE UNIVERS	FORHOLD MELLEM ENERGITÆTHED OG KRITISK TÆTHED ( )	RUMLIG GEOMETRI	RUMFANG	UDVIKLING I TIDEN
LUKKET	>1	POSITIV KRUMNING (SFÆRISK)	ENDELIGT	EKSPANDERER OG KOLLAPSER
ÅBENT	<1	NEGATIV KRUMNING (HYPERBOLSK)	UENDELIGT	EKSPANDERER EVIGT
FLADT	1	NUL KRUMNING (EUKLIDISK)	UENDELIGT	EKSPANDERER EVIGT MEN EKSPANSIONENS HASTIGHED NÆRMER SIG NUL

TRE TYPER UNIVERS, klassificeret som lukket, åbent og fladt, kan fremkomme fra standard Big Bang modellen (med den sædvanlige antagelse, at den almene relativitets ligninger ikke modificeres ved at addere et kosmologisk led). Distinktionen mellem de forskellige geometrier afhænger af mængden betegnet , forholdet mellem universets energitæthed og en kritisk tæthed, hvis værdi derpå afhænger af universets udvidelse. Værdien af vides i dag at ligge mellem 0,1 og 2, hvilket betyder, at dens værdi et sekund efter Big Bang var lig med 1 indenfor 1 del af 10¹⁵. At standard Big Bang modellen ikke kan forklare, hvorfor begyndte så tæt på 1 kaldes fladhedsproblemet.

Kosmologi og partikelfysik

De succeser og mangler ved Big Bang modellen, vi indtil videre har overvejet, involverer kosmologi, astrofysik og atomfysik. Når Big Bang teorien spores tilbage i tid, når man imidlertid en epoke for hvilken, disse grene af fysikken ikke længere er tilstrækkelige. I denne epoke er alt stof opløst i sine elementarpartikel-bestanddele. I et forsøg på at forstå denne epoke har kosmologerne gjort brug af nylige fremskridt i teorien om elementarpartiklerne. En af de vigtigste udviklinger i det sidste tiår har faktisk været fusionen af interessen mellem partikelfysik, astrofysik og kosmologi. For Big Bang modellen ser resultatet ud til at være mindst en yderligere succes og mindst en yderligere fiasko.
    Måske har den vigtigste udvikling i teorien om elementarpartiklerne i de sidste 10 år været ideen om grandforenede teorier, af hvilke prototypen blev foreslået i 1974 af Howard M. Georgi og Sheldon Lee Glashow fra Harvard University. Teorierne er vanskelige at verificere eksperimentelt, fordi deres mest karakteristiske forudsigelser sker ved energier, der er langt højere end dem, der kan nås med partikelacceleratorer. Ikke desto mindre har teorierne nogen eksperimentel støtte og de forener forståelsen af elementarpartikel-vekselvirkninger så elegant, at mange fysikere finder dem yderst attraktive.
    Den grundlæggende ide med en stor forenet teori er, at det man opfattede som tre uafhængige kræfter - den stærke, den svage og den elektromagnetiske - i virkeligheden er dele af en enkelt forenet kraft. I teorien relaterer en symmetri en kraft til en anden. Da kræfterne eksperimentelt er meget forskellige i styrke og karakter, konstrueres teorien sådan, at symmetrien spontant brydes i det nuværende univers.
    En spontant brudt symmetri er tilstede i den underliggende teori, der beskriver et system, men er skjult i systemets ligevægtstilstand. For eksempel er en væske, der beskrives af fysiske love, der er rotationssymmetriske, selv rotationssymmetrisk: fordelingen af molekyler ser ens ud, ligegyldigt hvordan væsken vendes. Når væsken imidlertid fryser til en krystal, arrangerer atomerne sig langs krystallografiske akser og rotationssymmetrien brydes. Man ville forvente, at hvis temperaturen af et system i en brudt-symmetri tilstand hævedes, så ville det gennemgå en slags faseovergang til en tilstand, hvori symmetrien gendannes, ligesom en krystal kan smelte til en væske. De grandforenede teorier forudsiger en sådan overgang ved en kritisk temperatur på omkring 10²⁷ grader.
    En ny egenskab ved de grandforenede teorier har at gøre med de partikler, der kaldes baryoner, en klasse hvis vigtigste medlemmer er protonen og neutronen. I alle fysiske processer man har observeret til nu, ændrer antallet af baryoner minus antallet af antibaryoner sig ikke; i partikelfysikkens sprog siges systemets totale baryontal at være bevaret. En konsekvens af en sådan bevarelseslov er, at protonen må være absolut stabil; fordi den er den letteste baryon, kan den ikke henfalde til en anden partikel uden at ændre det totale baryontal. Eksperimentelt vides protonens levetid at overstige 10³¹ år.
    De grandforenede teorier medfører, at baryontallet ikke er nøjagtig bevaret. Ved lav temperatur, i brudt-symmetri fasen, er bevarelsesloven en glimrende tilnærmelse og den observerede grænse for fotonens levetid er konsistent med mange versioner af de grandforenede teorier. Ved høj temperatur forventes de processer, der ændrer et partikelsystems baryontal, imidlertid at være temmelig almindelige.
    Et direkte resultat af at kombinere Big Bang modellen med de grandforenede teorier er den succesfulde forudsigelse af asymmetrien af stof og antistof i universet. Man mener, at alle stjerner, galakser og støv, der observeres i universet, findes som stof snarere end som antistof; deres kernepartikler er baryoner snarere end antibaryoner. Det følger heraf, at det observerede univers' totale baryontal er omkring 10⁷⁸. Før fremkomsten af de grandforenede teorier, da baryontallet mentes at være bevaret, måtte dette samlede baryontal postuleres som endnu en begyndelsestilstand for universet. Når de grandforenede teorier og Big Bang billedet kombineres, kan det observerede overskud af stof over antistof imidlertid frembringes naturligt gennem vekselvirkninger af elementarpartikler ved temperaturer lige under faseovergangens kritiske temperatur. Beregninger i de grandforenede teorier afhænger af for mange arbitrære parametre til en kvantitativ forudsigelse, men den observerede stof-antistof asymmetri kan frembringes gennem et rimeligt valg af værdier for parametrene.
    Et alvorligt problem, der er resultatet af at kombinere de grandforenede teorier med Big Bang billedet, er, at der alment dannes et stort antal defekter under overgangen fra den symmetriske fase til fasen med den brudte symmetri. Defekterne dannes, når områder med symmetrisk fase gennemgår en overgang til forskellige brudt-symmetri tilstande. I en analog situation, når en væske krystalliserer, kan forskellige områder begynde at krystallisere med forskellige orienteringer af krystalakserne. Domænerne med forskellig krystalretning vokser og sammenføjes, og det er energimæssigt gunstigt for dem at udjævne skævhederne langs deres grænser. Udjævningen er imidlertid ofte ikke perfekt og der forbliver lokale defekter.
    I de grandforenede teorier er der alvorlige kosmologiske problemer forbundet med punktlignende defekter, som svarer til magnetiske monopoler, og overfladelignende defekter, der kaldes domænevægge. Begge forventes at være yderst stabile og yderst massive. (Det kan vises at monopolen er omkring 10¹⁶ gange så tung som protonen). Et domæne med korreleret brudt-symmetri fase kan ikke være meget større end horisontafstanden på det tidspunkt og derfor kan man anslå det minimale antal defekter, der skabes under overgangen. Resultatet er, at der ville være så mange defekter efter overgangen, at deres masse ville dominere universets energitæthed og derved forøge hastigheden af dets efterfølgende udvikling. Mikrobølgebaggrundsstrålingen ville nå sin nuværende temperatur på tre grader K bare 30.000 år efter Big Bang i stedet for 10 milliarder år og alle Big Bang modellens succesfulde forudsigelser ville gå tabt. Derfor skal enhver succesfuld forening af de grandforenede teorier og Big Bang billedet indeholde en mekanisme, som drastisk undertrykker produktionen af magnetiske monopoler og domænevægge.
    Den inflatoriske model af universet ser ud til at give en tilfredsstillende løsning på disse problemer. Før modellen kan beskrives, må vi imidlertid først forklare nogle flere detaljer ved symmetribrud og faseovergange i grandforenede teorier.
    Alle moderne partikel teorier, inkluderende grandforenede teorier, er eksempler på kvantefeltteorier. Den bedst kendte feltteori er den, der beskriver elektromagnetisme. Ifølge den klassiske (ikke kvantemekaniske) teori for elektromagnetisme, der blev udviklet af James Clerk Maxwell i 1860'erne, har elektriske og magnetiske felter en veldefineret værdi på ethvert punkt i rummet og deres variation med tiden beskrives af et bestemt sæt ligninger. Maxwell's teori blev modificeret tidligt i det 20'ende århundrede for at opnå overensstemmelse med kvanteteorien. I den klassiske teori er det muligt at forøge et elektromagnetisk felts energi med enhver mængde, men i kvanteteorien kan forøgelserne i energi kun ske med diskrete klumper, kvanta, som i dette tilfælde kaldes fotoner. Fotonerne har både bølgelignende og partikellignende egenskaber, men i den moderne fysiks leksikon kaldes de sædvanligvis partikler. Alment begynder formuleringen af en kvantefeltteori med en klassisk teori for felter og den bliver til en teori om partikler, når kvanteteoriens regler anvendes.
    Som vi allerede har nævnt, er fænomenet med spontant symmetribrud en væsentlig ingrediens i grandforenede teorier. Den detaljerede mekanisme i spontant symmetribrud i grandforenede teorier er på mange måder enklere end den analoge mekanisme i krystaller. I en grandforenet teori udføres det spontane symmetribrud ved at inkludere et særligt sæt felter, som kaldes Higgs felter (efter Peter W. Higgs fra University of Edinburgh), i formuleringen af teorien. Symmetrien er ubrudt når alle Higgs felterne har en værdi på nul, men den brydes spontant, så snart mindst et af Higgs felterne opnår en værdi, som ikke er nul. Det er endvidere muligt at formulere teorien på en sådan måde, at et Higgs felt har en ikke-nul værdi i tilstanden med laveste energitæthed, som i denne sammenhæng kaldes det sande vakuum. Ved temperaturer større end omkring 10²⁷ grader fører termiske fluktuationer Higgs feltets ligevægtsværdi til nul, hvilket resulterer i en overgang til symmetrifasen.

Inflationsmodellen

DEN INFLATORISKE MODEL

Vi har nu samlet nok baggrundsinformation til at beskrive universets inflatoriske model, begyndende med den form, hvori den først blev foreslået af en af os (Guth) i 1980. Enhver kosmologisk model skal begynde med nogle antagelser om startforholdene, men i den inflatoriske model kan startforholdene være temmelig arbitrære. Man må imidlertid antage, at det tidlige univers i det mindste indeholdt nogle områder af gas, som var varme sammenlignet med faseovergangens kritiske temperatur og som også udvidede sig. I sådan et varmt område ville Higgs feltet have en værdi på nul. Efterhånden som udvidelsen fik temperaturen til at falde, ville det blive termodynamisk fordelagtigt for Higgs feltet at indtage en ikke-nul værdi og derved bringe systemet til dets brudte symmetri fase.
    For nogle værdier af de grandforenede teoriers ukendte parametre ville denne faseovergang ske meget langsomt sammenlignet med afkølingshastigheden. Det ville resultere i, at systemet ville afkøles et godt stykke under 10²⁷ grader, mens værdien af Higgs feltet forblev på nul. Dette fænomen, der kaldes underafkøling, er meget almindeligt i kondenseret stof fysik; vand, f.eks., kan underafkøles til mere end 20 grader under dets frysepunkt, og glasser dannes ved hurtigt at underafkøle en væske til en temperatur et godt stykke under dens frysepunkt.
    Efterhånden som gassen fortsatte med at underafkøle, ville den nærme sig en særlig stoftilstand, som kaldes et falsk vakuum. Denne tilstand af stoffet er aldrig blevet observeret, men den har egenskaber, som forudsiges sikkert af kvantefeltteori. Temperaturen, og dermed energitæthedens termiske komponent, ville hurtigt falde og tilstandens energitæthed ville være fuldstændig koncentreret i Higgs feltet. En nulværdi for Higgs feltet betyder en større energitæthed for det falske vakuum. I teoriens klassiske form ville en sådan tilstand være fuldstændig stabil, selv om det ikke ville være tilstanden med laveste energitæthed. Tilstande med en lavere energitæthed ville være adskilt fra det falske vakuum af en mellemliggende energibarriere og der ville ikke være nogen energi til rådighed, som kunne føre Higgs feltet over barrieren [se box].

UNIVERSETS ENERGITÆTHED

I kvanteversionen af modellen er det falske vakuum ikke fuldstændigt stabilt. Ifølge kvanteteoriens regler ville alle felterne fluktuere hele tiden. Som det først blev beskrevet af Sidney R. Coleman fra Harvard, ville en kvantefluktuation en gang imellem forårsage, at Higgs feltet, i et lille område af rummet, ville "tunnelere" gennem energibarrieren og danne en "boble" af brudt-symmetri fase. Boblen ville så begynde at vokse med en hastighed, som hurtigt ville nærme sig lysets hastighed og omdanne det falske vakuum til brudt-symmetri fasen. Hastigheden, med hvilken boblen dannes, er meget følsomt afhængig af den grandforenede teoris ukendte parametre; i den inflatoriske model antages det, at hastigheden ville være yderst lav.
    Den mærkeligste egenskab ved det falske vakuum er måske dets tryk, som både er stort og negativt. For at forstå hvorfor, kan vi igen overveje den proces, hvorved en boble af sandt vakuum ville vokse til et område af falsk vakuum. Væksten er energimæssigt favorabel, fordi det sande vakuum har en lavere energitæthed end det falske vakuum. Væksten viser imidlertid også, at det sande vakuums tryk må være højere end det falske vakuums tryk, hvilket tvinger boblevæggen til at vokse udad. Fordi det sande vakuums tryk er nul, må det falske vakuums tryk være negativt. Et mere detaljeret argument viser, at det falske vakuums tryk er lig med den negative værdi af dets energitæthed (når de to mængder måles i de samme enheder).
    Det negative tryk ville ikke forårsage mekaniske kræfter inde i det falske vakuum, fordi mekaniske kræfter kun stammer fra forskelle i tryk. Ikke desto mindre ville der være gravitationsvirkninger. Under almindelige omstændigheder ville udvidelseshastigheden af området med gas blive langsommere på grund af den gensidige gravitationstiltrækning af stoffet inde i det. I Newtonsk fysik er denne tiltrækning proportional med massetætheden, som i relativistiske teorier er lig med energitætheden divideret med kvadratet på lysets hastighed. Ifølge almen relativitet bidrager trykket også til tiltrækningen; specifikt er gravitationskraften proportional med energitætheden plus tre gange trykket. For det falske vakuum ville det bidrag, der ydes af trykket, overstige energitæthedsbidraget og ville have det modsatte fortegn. Derfor den bizarre ide om, at negativt tryk fører til den endnu mere bizarre virkning af en gravitationskraft, der er effektivt frastødende. Som resultat ville områdets ekspansion blive accelereret og området ville vokse eksponentielt med en fordobling af diameter hvert 10^-34 sekund.
    Denne periode, med accelereret ekspansion, kaldes den inflatoriske æra og den er nøgle elementet i den inflatoriske model af universet. Ifølge modellen fortsatte den inflatoriske æra i 10^-32 sekund eller længere og i dette tidsrum forøgedes universets diameter med en faktor 10⁵⁰ eller mere. Det antages, at efter denne kolossale ekspansion fandt overgangen til den brudte-symmetri endelig sted. Det falske vakuums energitæthed blev så frigjort og resulterede i en enorm mængde partikelproduktion. Området blev genopvarmet til en temperatur på næsten 10²⁷ grader. (I termodynamikkens sprog kaldes den frigjorte energi for den latente varme; den er analog til den frigjorte energi, når vand fryser). Fra dette punkt ville området fortsætte med at ekspandere og afkøles med den hastighed, der beskrives af standard Big Bang modellen. Et rumfang af størrelse som det observerede univers ville sagtens kunne ligge indenfor sådan et område.
    Horisontproblemet undgås på en ligefrem måde. I den inflatoriske model udvikler det observerede univers sig fra et område, der er meget mindre i diameter (med en faktor 10⁵⁰ eller mere), end det tilsvarende område i standardmodellen. Før inflationen begynder, er området meget mindre end horisont afstanden og det har tid til at blive ensartet og nå termisk ligevægt. Dette lille ensartede område inflateres så til at blive stort nok til at omslutte det observerede univers. Således var kilderne til den mikrobølgebaggrundsstråling, der i vore dage ankommer fra alle retninger på himlen, engang i nær kontakt; de havde tid til at nå en fælles temperatur før inflationsæraen begyndte.
    Problemet med fladheden undgås også på en enkel og naturlig måde. Ligningerne, der beskriver universets udvikling under inflationsæraen, er anderledes end standardmodellens og det viser sig, at forholdet hurtigt føres mod 1, uanset hvilken værdi det havde før inflationen. Denne adfærd forstås nemmest ved at erindre, at en værdi på =1 svarer til et rum, der er geometrisk fladt. Den hurtige ekspansion får rummet til at blive fladere, ligesom en ballons overflade bliver fladere, når den blæses op. Mekanismen, der driver mod 1, er så effektiv, at man ledes til en næsten sikker forudsigelse: Værdien af burde i vore dage være meget tæt på at være nøjagtig 1. Mange astronomer (skønt ikke alle) mener, at en værdi på 1 passer med de nuværende observationer, men en mere pålidelig bestemmelse af ville være en vigtig test af den inflatoriske model.

LØSNINGEN AF FLADHEDSPROBLEMET illustreres af denne serie perspektivtegninger af en inflaterende kugle. Illustrationen viser, hvorledes en flad rumlig geometri (som svarer til en værdi af lig 1) kan frembringes af det inflatoriske scenario på en enkel og naturlig måde. Overfladens krumning bliver hurtigt mindre. I tegningen til højre er kuglen inflateret med en faktor på ca. 3,6. I den inflatoriske model er universet affladet med en faktor på 10⁵⁰.

I den form, som den inflatoriske model oprindeligt blev foreslået i, havde den en vigtig fejl: under de beskrevne omstændigheder, ville faseovergangen i sig selv skabe uregelmæssigheder, som var meget mere ekstreme end dem, der observeres i vore dage. Som vi allerede har beskrevet, ville faseovergangen finde sted gennem den tilfældige dannelse af bobler af den nye fase. Det kan vises, at boblerne altid ville forblive i endelige hobe uden forbindelse med hinanden og at hver hob ville være domineret af en enkelt største boble. Næsten al energien i hoben ville i begyndelsen være koncentreret i den største bobles overflade og der findes ingen indlysende mekanisme til at fordele energien videre på en ensartet måde. En sådan konfiguration minder ikke om det observerede univers.

Den nye inflatoriske model

EKSPANDERENDE BOBLER

I næsten to år efter opfindelsen af den inflatoriske model for universet forblev den en fristende, men klart mangelfuld, løsning på et antal vigtige kosmologiske problemer. Nær slutningen af 1981 blev en ny indfaldsvinkel imidlertid udviklet af A.D. Linde fra P.N. Lebedev Physical Institute i Moskva og uafhængigt af Andreas Albrecht og en af os (Steinhardt) fra University of Pennsylvania. Denne indfaldsvinkel, kendt som det ny inflatoriske univers, undgår alle den oprindelige models problemer, medens den bibeholder alle succeserne.
    Nøglen til den nye synsvinkel er, at overveje en særlig form af den energitæthedsfunktion, der beskriver Higgs feltet. [se den midterste illustration i box: Energitæthed]. Kvantefeltteorier, med energitæthedsfunktioner af denne type, blev først studeret af Coleman, som samarbejdede med Erick J. Weinberg fra Columbia University. I modsætning til det mere typiske tilfælde øverst i illustrationen er der ingen energibarriere, der adskiller det falske vakuum fra det sande vakuum; i stedet ligger det falske vakuum på toppen af et temmelig fladt plateau. I forbindelse med de grandforenede teorier opnås en sådan energitæthedsfunktion ved et særligt valg af parametre. Som vi vil forklare nedenfor fører denne energitæthedsfunktion til en særlig slags faseovergang, som sommetider kaldes en "langsomt-overløb" (slow-rollover) overgang.
    Scenarioet begynder ligesom det gør i den oprindelige inflatoriske model. Igen må man antage, at det tidlige univers havde områder, der var varmere end omkring 10²⁷ grader og som også udvidede sig. I disse områder ville termiske fluktuationer drive Higgs felternes ligevægtsværdi til nul og symmetrien ville være ubrudt. Efterhånden som temperaturen faldt, ville det blive termodynamisk gunstigt for systemet at gennemgå en faseovergang, i hvilken mindst et af Higgs felterne opnåede en ikke-nul værdi, som ville resultere i en brudt-symmetri fase. Som i det tidligere tilfælde ville hastigheden af denne faseovergang imidlertid være yderst lav, sammenlignet med afkølingens hastighed. Systemet ville blive underafkølet til en ubetydelig temperatur, mens Higgs feltet forblev på nul og den resulterende tilstand ville igen blive betragtet som et falsk vakuum.
    Den vigtige forskel ved den nye indfaldsvinkel er måden, hvorpå faseovergangen ville finde sted. Kvantefluktuationer eller små resterende termiske fluktuationer ville få Higgs feltet til at afvige fra nul. I fraværet af en energibarriere ville Higgs feltets værdi begynde at stige konstant; stigningens hastighed ville ligne hastighedsforøgelsen af en bold, der ruller ned ad en bakke med samme form som energitæthedens funktion under indflydelse af en friktionskraft. Da energitæthedens kurve er næsten flad nær det punkt, hvor Higgs feltet forsvinder, ville udviklingens tidlige trin være meget langsom. Så længe Higgs feltet forbliver nær nul, ville energitætheden være næsten den samme, som den er i det falske vakuum. Som i det oprindelige scenario ville området gennemgå accelereret udvidelse og fordoble sin diameter for hvert 10^-34 sekund eller deromkring. Udvidelsen ville imidlertid ophøre med at accelerere, når Higgs feltets værdi nåede kurvens stejlere del. Ved at beregne den tid der kræves, for at Higgs feltet kan udvikle sig, kan mængden af inflation bestemmes. En udvidelsesfaktor på 10⁵⁰ eller mere er temmelig plausibel, men den aktuelle faktor afhænger af detaljer ved den partikelteori, man vælger.
    Indtil nu har beskrivelsen af faseovergangen været lidt forenklet. I virkeligheden er der mange forskellige brudt-symmetri tilstande, ligesom der er mange mulige orienteringer for en krystals akser. Der er et antal Higgs felter og de forskellige brudt-symmetri tilstande udmærkes af kombinationen af Higgs felter, som opnår ikke-nul værdier. Da de fluktuationer, der driver Higgs felterne væk fra nul, er tilfældige, ville forskellige områder af det tidlige univers blive ført mod forskellige brudt-symmetri tilstande, hvor hvert område ville danne et domæne med en initial radius på cirka horisont afstanden. Ved begyndelsen af faseovergangen ville horisontafstanden være omkring 10^-24 centimeter. Når domænet er dannet, med Higgs feltet afvigende ganske lidt fra nul i en bestemt kombination, ville det udvikle sig mod en af de stabile brudt-symmetri tilstande og ville inflatere med en faktor på 10⁵⁰ eller mere. Størrelsen af domænet efter inflation ville så være større end 10²⁶ centimeter. Hele det observerbare univers, som på det tidspunkt kun ville være omkring 10 centimeter i diameter, ville kunne finde plads dybt inde i et enkelt domæne.

NY INFLATORISK MODEL

I løbet af denne enorme inflation ville enhver tæthed af partikler, som kunne have været tilstede ved begyndelsen, være blevet fortyndet til næsten nul. Områdets energiindhold ville så helt bestå af den energi, der er oplagret i Higgs feltet. Hvordan kunne denne energi blive frigjort? Når Higgs feltet først havde udviklet sig væk fra den flade del af energitæthedskurven, ville energien begynde at oscillere hurtigt omkring sandt-vakuum værdien. Ved at trække på sammenhængen mellem partikler og felter, som kvanteteorien medfører, kan denne situation også beskrives som en tilstand med høj tæthed af Higgs partikler. Higgs partiklerne ville imidlertid være ustabile: de ville hurtigt henfalde til lettere partikler, som ville vekselvirke med hinanden og muligvis gennemgå efterfølgende henfald. Systemet ville hurtigt blive til en varm gas af elementarpartikler i termisk ligevægt, ligesom det blev antaget i startforholdene for standardmodellen. Temperaturen for genopvarmningen kan beregnes og er typisk en faktor mellem to og 10 under faseovergangens kritiske temperatur. Fra dette punkt og videre falder scenarioet sammen med standard Big Bang modellens og derfor bevares alle standard Big Bang modellens succeser.
    Bemærk at den afgørende fejl ved den oprindelige inflatoriske model behændigt undgås. Groft sagt erstattes de isolerede bobler, som blev diskuteret i den oprindelige model, her af domænerne. "Langsomt-overløb" overgangen ville være omgivet af andre domæner i stedet for det falske vakuum og de ville tendere mod ikke at være sfæriske. Derfor undgås vendingen "boble". Nøgle forskellen er, at i den nye inflatoriske model inflaterer hvert domæne i løbet af sin dannelse og frembringer derved et enormt, principielt ensartet, område indenfor hvilket, det observerbare univers finder plads.
    Da genopvarmningstemperaturen er nær den kritiske temperatur for de grandforenede teoriers faseovergang, kan stof-antistof asymmetrien frembringes af partikel vekselvirkninger lige efter faseovergangen. Produktionsmekanismen er den samme som den, der forudsiges af de grandforenede teorier for standard Big Bang modellen. I modsætning til standard modellen tillader den inflatoriske model imidlertid ikke at antage det observerede netto baryontal for universet som et startforhold; den følgende inflation ville fortynde enhver initial baryontal tæthed til et niveau, som ikke kunne perciperes.

Problemernes løsning

Man kan nu indse løsningerne på de kosmologiske problemer, der blev diskuteret ovenfor. Horisont- og fladhedsproblemerne løses af de samme mekanismer som i den oprindelige inflatorisk-univers model. I det nye inflatoriske scenario kan problemet med monopoler og domænevægge også løses. Sådanne defekter ville dannes langs grænserne, der adskiller domæner, men domænerne ville være blevet inflateret til så enorm størrelse, at defekterne ville ligge langt hinsides enhver observabel afstand. (Nogle få defekter kunne dannes af termiske virkninger efter overgangen, men deres antal forventes at være ubetydeligt).
    Således fører den forbedrede inflatoriske model for universet, med nogle få enkle ideer, til en succesfuld løsning af adskillige store problemer, som plager standard Big Bang billedet: horisont, fladheds, magnetisk monopol og domænevæg problemerne. Uheldigvis kræver den nødvendige "langsomt-overløb" overgang finjustering af parametre; beregninger giver kun fornuftige forudsigelser, hvis parametrene tildeles værdier indenfor et smalt område. De fleste teoretikere (inkluderende os begge) anser sådan finjustering som usandsynlig. Konsekvenserne af scenarioet er imidlertid så succesfulde, at vi opmuntres til at fortsætte i håb om, at vi vil opdage realistiske versioner af de grandforenede teorier, hvori en sådan "langsomt overløb" overgang finder sted uden finjustering.
    De succeser, der allerede er blevet diskuteret, giver overbevisende vidnesbyrd til gunst for den nye inflatoriske model. Desuden opdagede man fornylig, at modellen også kan løse et yderligere kosmologisk problem, som end ikke blev taget i betragtning på det tidspunkt, hvor modellen blev udviklet: glathedsproblemet. Frembringelsen af ujævnheder i tætheden i det nye inflatoriske univers blev behandlet i sommeren 1982 på Nuffield Workshop on the Very Early Universe af et antal teoretikere, inkluderende James M. Bardeen fra University of Washington, Stephen W. Hawking fra University of Cambridge, So-Young Pi fra Boston University, Michael S. Turner fra University of Chicago, A.A. Starobinsky fra L.D. Landau Institute of Theoretical Physics i Moskva og os to. Man fandt, at den nye inflatoriske model, ulig enhver tidligere kosmologisk model, fører til en bestemt forudsigelse af spektret af ujævnheder. Grundlæggende udglatter inflationsprocessen først alle oprindelige ujævnheder, som kunne være tilstede i initialforholdene. I løbet af faseovergangen skabes så ujævnheder af kvantefluktuationer i Higgs feltet på en måde, som fuldstændig bestemmes af den underliggende fysik. Ujævnhederne skabes på en meget lille længdeskala, hvor kvantefænomener er vigtige og forstørres så til astronomisk skala af inflationsprocessen.
    Den forudsagte form af spektret af ujævnheder er essentielt uafhængigt af skala; det vil sige, at ujævnhedernes størrelse er tilnærmet ens på alle længdeskalaer af astrofysisk betydning. Denne forudsigelse er relativt ufølsom over for den underliggende grandforenede teoris detaljer. Det viser sig, at et spektrum med præcis denne form blev foreslået i de tidlige 1970'ere som en fænomenologisk model for galaksedannelse af Edward R. Harrison fra University of Massachusetts at Amherst og Yakov B. Zel'dovich fra Institute of Physical Problems i Moskva, som arbejdede uafhængigt. Detaljerne ved galaksedannelse er komplekse og er stadig ikke godt forstået, men mange kosmologer mener, at et skalauafhængigt spektrum af ujævnheder er præcist det, der er nødvendigt for at forklare hvordan den nuværende struktur af galakser og galaktiske hobe udvikledes [ se "The Large Scale Structure of the Universe", af Joseph Silk, Alexander S. Szalay og Yakov B. Zel'dovich; Scientific American, October, 1983], [Universets stor-skala struktur].
    Den nye inflatoriske model forudsiger også størrelsen af tæthedsujævnhederne, men forudsigelsen er følsom for detaljerne i den underliggende partikel teori. Uheldigvis er den størrelse som fremkommer fra den enkleste grandforenede teori alt for stor til at være konsistent med den observerede ensartethed af den kosmiske mikrobølgebaggrund. Denne inkonsistens repræsenterer et problem, men det vides endnu ikke om den enkleste grandforenede teori er den korrekte. Især forudsiger den enkleste grandforenede teori en levetid for protonen, som forekommer at være lavere end de nuværende eksperimentelle grænser. På den anden side kan man konstruere mere komplicerede grandforenede teorier, som resulterer i tætheds-ujævnheder af den ønskede størrelse. Mange forskere forestiller sig, at med udviklingen af den korrekte partikel teori, vil den nye inflatoriske model tilføje løsningen af glathedsproblemet til sin liste over succeser.
    En lovende linie af forskning involverer en klasse af kvantefeltteorier med en ny slags symmetri, som kaldes supersymmetri. Supersymmetri relaterer egenskaberne for partikler med heltallige impulsmomenter til partikler med halvtallige impulsmomenter; dermed begrænses teoriens form kraftigt. Mange teoretikere mener, at supersymmetri kan være nødvendig for at kunne konstruere en konsistent kvanteteori for gravitation og eventuelt forene gravitation med den stærke, svage og elektromagnetiske kraft. En fristende egenskab ved modeller, der indeholder supersymmetri er, at mange af dem giver "langsom over-rulning" faseovergange uden nogen finjustering af parametrene. Eftersøgningen er i gang for at finde en supersymmetrimodel, som er realistisk hvad angår partikel fysik og som også fører til inflation og til den korrekte størrelse af ujævnhederne i tætheden.
    Kort sagt er den inflatoriske model af universet en økonomisk teori, som gør rede for mange af de egenskaber ved det observerbare univers, som mangler en forklaring i standard Big Bang modellen. Skønheden ved den inflatoriske model er, at udviklingen af universet bliver næsten uafhængig af detaljerne i initialforholdene, hvorom man næsten intet ved, om overhovedet noget. Deraf følger imidlertid, at hvis den inflatoriske teori er korrekt, så vil det være vanskeligt nogensinde at opdage observerbare konsekvenser af de forhold, der eksisterede før den inflatoriske faseovergang. På samme måde ville de enorme afstandsskalaer, der blev skabt af inflationen, i realiteten gøre det umuligt at observere strukturen af universet under et. Ikke desto mindre kan man stadig diskutere disse emner og et antal bemærkelsesværdige scenarioer synes mulige.

Skabelse fra "ingenting"

Den enkleste mulighed for det meget tidlige univers er, at det faktisk begyndte med et Big Bang, udvidede sig ret ensartet indtil det afkøledes til faseovergangens kritiske temperatur og så fortsatte ifølge det inflatoriske scenario. Hvis man ekstrapolerer Big Bang modellen tilbage til nul tid, bringes universet til en kosmologisk singularitet, en tilstand med uendelig temperatur og tæthed, hvori fysikkens love ikke gælder. Skabelsens øjeblik forbliver uforklaret. En anden mulighed er, at universet begyndte (igen uden forklaring) i en tilfældig, kaotisk tilstand. Stof- og temperaturfordelingerne ville være ujævne, med nogle dele i udvidelse og andre dele i sammentrækning. I dette scenario ville visse små områder, som var varme og ekspanderende, gennemgå inflation og udvikle sig til enorme områder, som sagtens kunne omslutte det observerbare univers. Uden for disse områder ville der forblive et kaos, som gradvist ville krybe ind i de områder, som havde inflateret.
    Der har fornylig været seriøse overvejelser om, at selve skabelsen af universet kan beskrives af fysiske love. Ifølge dette synspunkt ville universet stamme fra en kvantefluktuation, begyndende fra absolut ingenting. Ideen blev først foreslået af Edward P. Tryon fra Hunter College på City University of New York i 1973 og den blev fremsat igen inden for den inflatoriske models rammer af Alexander Vilenkin fra Tufts University i 1982. Indenfor disse rammer kunne "ingenting" referere til det tomme rum, men Vilenkin bruger det til at beskrive en tilstand uden rum, tid og stof. Kvantefluktuationer i rumtidens struktur kan kun diskuteres indenfor rammerne af kvantegravitation og derfor må disse ideer betragtes som yderst spekulative, indtil man får formuleret en teori om kvantegravitation, der virker. Ikke desto mindre er det fascinerende at forestille sig, at fysiske love ikke alene kan bestemme udviklingen af en bestemt tilstand af universet men også begyndelsesforholdene for det observerbare univers.
    Hvad angår universets struktur som helhed tillader den inflatoriske model adskillige muligheder. (I alle tilfælde er det observerbare univers en meget lille brøkdel af universet som helhed; kanten af vort domæne ligger sandsynligvis 10³⁵ lysår eller mere borte). Den første mulighed er, at domænerne møder hinanden og fylder hele rummet. Så er domænerne adskilt af domæne vægge og i hver vægs indre findes den symmetriske fase fra de grandforenede teorier. Protoner eller neutroner, som passerer gennem en sådan væg, ville øjeblikkelig henfalde. Domæne vægge ville have en tendens til at rette sig ud med tiden. Efter 10³⁵ år eller mere ville mindre domæner (muligvis endda også vort eget) forsvinde og større domæner ville vokse.
    Alternativt tillader nogle versioner af de grandforenede teorier ikke dannelsen af skarpt afgrænsede domæne vægge. I disse teorier er det muligt for forskellige brudt-symmetri tilstande i to nabodomæner at smelte jævnt ind i hinanden. Ved to domæners skæringsflade ville man finde diskontinuiteter i stoffets tæthed og hastighed og man ville også en gang imellem finde en magnetisk monopol.
    En helt anden mulighed ville være resultatet, hvis Higgs felternes energitæthed blev beskrevet af en kurve som den nederste i boxen: "Energitæthed". Som i de andre to tilfælde ville områder af rummet underafkøle til det falske vakuums tilstand og gennemgå accelereret ekspansion. Som i den oprindelige inflatoriske model ville tilstanden med falsk vakuum henfalde gennem mekanismen med tilfældig bobledannelse: kvantefluktuationer ville forårsage, at mindst et af Higgs felterne i et lille område af rummet ville tunnelere gennem energibarrieren til værdien, der er mærket A i illustrationen. Til forskel fra det oprindelige inflatoriske scenario ville Higgs feltet så udvikle sig meget langsomt (på grund af kurvens fladhed nær A) til sin sandt-vakuum værdi. Den accelererede udvidelse ville fortsætte og den enkelte boble ville blive stor nok til at kunne omslutte det observerede univers. Hvis bobledannelsens hastighed var lav, ville boblekollisioner være sjældne. Brøkdelen af rum fyldt med bobler ville komme nærmere til 1 efterhånden, som systemet udvikledes, men rummet ville udvide sig så hurtigt, at det rumfang, der forblev i det falske vakuums tilstand, ville forøges med tiden. Boble universer ville fortsætte med at dannes i al evighed og der ville ikke være nogen måde, hvorpå man kunne vide, hvor lang tid der var gået, før vor boble blev dannet. Dette billede ligner den gamle "steady-state" kosmologiske model i meget stor skala og alligevel ville hver bobles indre udvikle sig ifølge Big Bang modellen, forbedret med inflation.
    Set fra et historisk synspunkt er den mest revolutionerende side af den inflatoriske model sandsynligvis ideen om, at alt stof og energi i det observerbare univers kan være fremkommet fra næsten ingenting. Denne påstand er i skarp modsætning til århundreders videnskabelig tradition, ifølge hvilken man mente, at noget ikke kan komme fra ingenting. Traditionen, som daterer sig mindst så langt tilbage som til den græske filosof Parmenides i den femte århundrede f.Kr., har i moderne tider manifesteret sig i formuleringen af et antal bevarelseslove, som erklærer, at visse fysiske mængder ikke kan ændres af nogen fysisk proces. For et årti siden inkluderede listen over mængder, som man mente var bevarede, energi, lineær impuls, impulsmoment, elektrisk ladning og baryontal.
    Da det observerede univers tilsyneladende har et enormt baryontal og en enorm energi, har ideen om skabelse fra ingenting forekommet totalt urealistisk for alle, på nær nogle få, teoretikere. (De andre bevarelseslove, som blev nævnt ovenfor, giver ikke sådanne problemer: den totale elektriske ladning og impulsmomentet i det observerede univers har værdier, som er konsistente med nul, hvorimod den totale lineære impuls afhænger af observatørens hastighed og derfor ikke kan defineres i absolutte vendinger). Med fremkomsten af grandforenede teorier forekommer det imidlertid nu temmelig plausibelt, at baryontallet ikke er bevaret. Derfor er det kun bevarelsen af energi, der behøver videre overvejelser.
    Ethvert systems totale energi kan opdeles i en gravitationsdel og en ikke-gravitationsdel. Gravitationsdelen (dvs. selve gravitationsfeltets energi) er ubetydelig under laboratorieforhold, men kosmologisk kan den være temmelig vigtig. Ikke-gravitations delen er ikke i sig selv bevaret; i standard Big Bang modellen mindsker den drastisk, når det tidlige univers ekspanderer og energitabets hastighed er proportionalt med trykket af den varme gas. På den anden side fyldes det område, som vi interesserer os for, i løbet af inflationsæraen af et falsk vakuum, som har et stort negativt tryk. I dette tilfælde falder ikke-gravitations energien drastisk. Essentielt skabes hele universets ikke-gravitations energi, når det falske vakuum gennemgår sin accelererede ekspansion. Energien frigives, når faseovergangen finder sted og den udvikler sig efterhånden til at blive til stjerner, planeter, mennesker og så videre. Derfor tilbyder den inflatoriske model tilsyneladende den første plausible videnskabelige forklaring på skabelsen af alt stof og energi i det observerbare univers.
    Under disse omstændigheder er gravitationsdelen af energien temmelig ringe defineret, men groft sagt kan man sige, at gravitationsenergien er negativ og at den præcist ophæver ikke-gravitations energien. Så er den totale energi nul og konsistent med udviklingen af universet fra ingenting.
    Hvis de grandforenede teorier er korrekte i deres forudsigelse om, at baryon antallet ikke er bevaret, er der ingen kendt bevarelseslov, som forhindrer det observerede univers i at udvikle sig fra ingenting. Den inflatoriske model af universet giver en mulig mekanisme gennem hvilken, det observerede univers kunne have udviklet sig fra et uendeligt lille område. Så er det fristende at gå et skridt videre og forestille sig, at hele universet udviklede sig fra bogstavelig talt ingenting.

Paul J. Steinhardt bestod fra California Institute of Technology med en B.S. i 1974. Hans M.A. (1975) og Ph.D. (1978) i fysik er fra Harvard University. Fra 1979 til 1981 var han junior fellow i Society of Fellows på Harvard. I 1981 flyttede han til University of Pennsylvania, hvor han er associeret professor i fysik.