Det selv-reproducerende inflatoriske universAndrei Linde*
Indhold:
Indledning
Hvis mine kolleger og jeg har ret, siger vi måske snart farvel til ideen om, at vort univers var en enkelt ildkugle skabt i Big Bang. Vi udforsker en ny teori, som er baseret på en 15 år gammel ide om, at universet gennemgik et trin med inflation. Teorien siger, at universet blev eksponentielt stort inden for en uendelig lille brøkdel af et sekund. Ved slutningen af denne periode fortsatte universet sin udvikling ifølge Big Bang modellen. Medens forskerne forbedrede dette inflatoriske scenario, opdagede de nogle overraskende konsekvenser. En af dem udgør en grundlæggende ændring i den måde, hvorpå man betragter kosmos. Nylige versioner af den inflatoriske teori fastslår, at i stedet for at være en ekspanderende ildkugle, er universet en enorm, voksende fraktal. Det består af mange inflaterende kugler, som frembringer nye kugler, ad infinitum. Det var ikke tilfældigt, at kosmologer opfandt denne temmelig specielle opfattelse af universet. Adskillige forskere, først i Rusland og senere i U.S.A., foreslog den inflatoriske hypotese, som er det grundlag, den bygger på. Vi gjorde det for at løse nogle af de komplikationer, som den gamle Big Bang ide efterlod. I sin standard form siger Big Bang teorien, at universet blev født for omkring 15 milliarder år siden af en kosmologisk singularitet - en tilstand, hvori temperaturen og tætheden er uendelig høje. Selvfølgelig kan man ikke rigtig tale i fysiske vendinger om disse mængder som værende uendelige. Sædvanligvis antager man, at fysikkens nuværende love ikke gjaldt dengang. De kom først til at gælde efter, at universets tæthed faldt under den såkaldte Planck tæthed, som er lig med cirka 1094 gram pr. kubikcentimeter. Efterhånden som universet udvidede sig, afkøledes det gradvist. Rester af den oprindelige kosmiske ild omgiver os stadig i form af mikrobølgebaggrundsstrålingen. Denne stråling viser, at universets temperatur er faldet til 2,7 Kelvin. Opdagelsen i 1965 af denne baggrundsstråling af Arno A. Penzias og Robert W. Wilson fra Bell Laboratories viste sig at være det afgørende vidnesbyrd, der etablerede Big Bang teorien som kosmologiens fremherskende teori. Big bang teorien forklarede også mængderne af brint, helium og andre grundstoffer i universet. Medens forskerne udviklede teorien, opdagede de komplicerede problemer. For eksempel forudsiger standard Big Bang teorien, når den kobles sammen med den moderne teori for elementarpartiklerne, eksistensen af mange supertunge partikler, der har magnetisk ladning - dvs. genstande som kun har en magnetisk pol. Disse magnetiske monopoler ville have en typisk masse på 1016 gange protonens, eller omkring 0.00001 milligram. Ifølge standard Big Bang teorien skulle monopolerne være fremkommet meget tidligt i universets udvikling og skulle nu være til stede i samme mængde som protoner. Hvis det var tilfældet, ville middeltætheden af stof i universet være omkring 15 størrelsesordner større end den nuværende værdi, som er omkring 10-29 gram pr. kubik centimeter.
Tvivl om Standard Teorien
Dette og andre problemer tvang fysikerne til at se mere opmærksomt på de grundlæggende antagelser, som den almindelige kosmologiske teori bygger på. Og vi opdagede, at mange af dem var højst mistænkelige. Jeg vil gennemgå seks af de vanskeligste. Den første, og hovedproblemet, er selve Big Bangs eksistens. Man kan spekulere, Hvad var der før? Hvis rumtiden ikke eksisterede da, hvordan kunne alting så dukke op fra ingenting? Hvad kom først: universet eller de love, der bestemte dets udvikling? At forklare denne start-singularitet - hvor og hvornår det hele begyndte - forbliver stadig den moderne kosmologis mest stædige problem. Et andet problem er rummets fladhed. Almen relativitet antyder, at rummet kan være meget krumt, med en typisk radius i størrelsesorden af Planck længden, eller 10-33 centimeter. Vi ser imidlertid, at vort univers er næsten fladt i et størrelsesforhold på 1028 centimeter, radius af det observerbare univers. Dette resultat af vore observationer adskiller sig fra teoretiske forventninger med mere end 60 størrelsesordener.En lignende uoverensstemmelse mellem teori og observationer drejer sig om universets størrelse, et tredje problem. Kosmologiske undersøgelser viser, at vor del af universet indeholder mindst 1088 elementarpartikler. Men hvorfor er universet så stort? Hvis man tager et univers med en typisk begyndelses-størrelse givet af Planck længden og en typisk begyndelses tæthed lig med Planck tætheden, så kan man, ved at bruge standard Big Bang teorien beregne, hvor mange elementarpartikler et sådant univers ville omslutte. Svaret er temmelig uventet: hele universet burde kun være stort nok til at give plads til en elementarpartikel - eller højst 10 sådanne. Det ville ikke kunne rumme bare en enkelt læser af Scientific American. Læseren består af omkring 1029 elementarpartikler. Det er indlysende, at der er noget galt med denne teori.Det fjerde problem har at gøre med timingen af udvidelsen. I sin standard form antager teorien, at alle universets dele begyndte at udvide sig samtidig. Men hvordan kunne alle universets forskellige dele synkronisere begyndelsen af deres udvidelse? Hvem gav kommandoen?For det femte er der spørgsmålet om fordelingen af stof i universet. I meget stor skala har stoffet spredt sig med bemærkelsesværdig ensartethed. Taget over mere end 10 milliarder lysår afviger dets fordeling fra den perfekte ensartethed med mindre end en del ud af 10.000. I lang tid fik ingen nogen ide om, hvorfor universet var så ensartet. Men de, som ikke får ideer, har sommetider principper. En af standard kosmologiens hjørnesten var det "kosmologiske princip", som siger, at universet skal være ensartet. Denne antagelse hjælper imidlertid ikke meget, fordi universet indeholder betydningsfulde afvigelser fra ensartethed, nemlig stjerner, galakser og andre ansamlinger af stof. Derfor skal vi forklare, hvorfor universet er så ensartet i stor skala og samtidig foreslå en mekanisme, som frembringer galakser.Endelig er der det, jeg kalder det særliges problem. Albert Einstein fangede dets essens, da han sagde, "Det, der virkelig interesserer mig er, om Gud havde noget valg, da han skabte verdenen". Faktisk kunne små ændringer i naturens konstanter have fået universet til at udvikle sig på en helt anden måde. For eksempel antager mange populære teorier om elementarpartiklerne, at rumtiden oprindeligt havde betragteligt flere dimensioner end fire (tre rumlige og en tidslig). For at samordne de teoretiske beregninger med den fysiske verden vi lever i, erklærer disse modeller, at de ekstra dimensioner er blevet "gjort kompakte" eller krøllet til en lille størrelse og gemt væk. Men man kan undre sig over, hvorfor sammenkrølningen stoppede ved fire dimensioner og ikke ved to eller fem.Desuden er måden, hvorpå de andre dimensioner blev krøllet sammen, vigtig, for den bestemmer værdien af naturens konstanter og partiklernes masser. I nogle teorier kan sammenkrølningen ske på milliarder af forskellige måder. For få år siden ville det have forekommet temmelig meningsløst at spørge, hvorfor rumtiden har fire dimensioner, hvorfor gravitationskonstanten er så lille eller hvorfor protonen er næsten 2.000 gange tungere end elektronen. Nu gør udviklingen i elementarpartikelfysikken det nødvendigt at kunne svare på disse spørgsmål, for at forstå vor verdens opbygning.Alle disse problemer (og andre jeg ikke har nævnt) er yderst forvirrende. Derfor er det opmuntrende, at mange af disse mysterier kan løses inden for rammerne af teorien om det selv-reproducerende, inflatoriske univers.Det inflatoriske scenarios grundlæggende egenskaber har sine rødder i elementarpartiklernes fysik. Så jeg vil gerne tage dig med på en udflugt ind i dette rige - især til den forenede teori om svage og elektromagnetiske vekselvirkninger. Begge disse kræfter virker gennem partikler. Fotoner overfører den elektromagnetiske kraft; W og Z partiklerne er ansvarlige for den svage kraft. Men hvor fotonerne er masseløse, er W og Z partiklerne yderst tunge. For at kunne forene de svage og de elektromagnetiske vekselvirkninger, trods de indlysende forskelle mellem fotoner og W og Z partiklerne, indførte fysikerne det, der kaldes skalarfelter.Selvom skalarfelter ikke er dagligdags, findes der en velkendt analog. Det er det elektrostatiske potentiale - den elektriske spænding i et kredsløb er et eksempel. Elektriske felter dukker kun op, hvis dette potentiale er uens, som det er mellem polerne på et batteri, eller hvis potentialet ændrer sig med tiden. Hvis hele universet havde det samme elektrostatiske potentiale - f.eks. 220 volt - så ville ingen bemærke det; potentialet ville forekomme blot at være endnu en vacuum tilstand. På samme måde ligner et konstant skalarfelt et vacuum: vi ser det ikke, selv om vi er omgivet af det.Disse skalarfelter fylder universet og gør opmærksom på deres tilstedeværelse ved at influere på elementarpartiklernes egenskaber. Hvis et skalarfelt vekselvirker med W og Z partiklerne, bliver de tunge. Partikler, der ikke vekselvirker med skalarfeltet, som fotoner, forbliver lette.For at beskrive elementarpartikelfysikken begynder fysikerne med en teori, hvori alle partikler i starten er lette og i hvilken, der ikke er nogen grundlæggende forskel mellem svage og elektromagnetiske vekselvirkninger. Denne forskel opstår først senere, når universet udvider sig og bliver fyldt med forskellige skalarfelter. Processen, ved hvilken de fundamentale kræfter adskiller, kaldes symmetribrud. Den bestemte værdi af skalarfeltet, som dukker op i universet, bestemmes af positionen af dets potentielle energis minimum.
Skalarfelter spiller en vigtig rolle såvel i kosmologi som i partikelfysik. De giver den mekanisme, som frembringer universets hurtige inflation. Ifølge almen relativitet udvider universet sig faktisk med en hastighed, der (tilnærmet) er proportional med kvadratroden af dets tæthed. Hvis universet var fyldt af almindeligt stof, så ville tætheden hurtigt falde efterhånden, som universet udvidede sig. Således ville universets udvidelse hurtigt gå langsommere, når tætheden faldt. Men på grund af ækvivalensen mellem masse og energi, som Einstein fastslog, bidrager skalarfeltets potentielle energi også til udvidelsen. I visse tilfælde daler denne energi meget langsommere end tætheden af almindeligt stof. Denne energis bestandighed kan føre til et trin med ekstrem hurtig ekspansion, eller inflation, af universet. Denne mulighed dukker op, selv om man betragter den enkleste version af teorien om et skalarfelt. I denne udgave når den potentielle energi et minimum på det sted, hvor skalarfeltet forsvinder. I dette tilfælde gælder det, at jo større skalarfeltet er, jo større er den potentielle energi. Ifølge Einsteins gravitationsteori skal skalarfeltets energi have forårsaget, at universet udvidede sig meget hurtigt. Udvidelsen blev langsommere, da skalarfeltet nærmede sig minimum af sin potentielle energi. En måde at forestille sig situationen på er, at forestille sig en bold, der ruller ned ad siden af en stor skål. Bunden af skålen repræsenterer energiens minimum. Boldens position svarer til skalarfeltets værdi. Selvfølgelig er de ligninger, der beskriver skalarfeltets bevægelse i et ekspanderende univers, noget mere komplicerede end ligningerne for bolden i en tom skål. De indeholder et ekstra led, som svarer til friktion, eller viskositet. Denne friktion svarer til at have karamel i skålen. Denne væskes viskositet afhænger af feltets energi: jo højere bolden er i skålen, jo tykkere vil væsken være. Derfor, hvis feltet i begyndelsen var meget stort, faldt energien ekstremt langsomt.
Energifaldets træghed i skalarfeltet har en vigtig betydning for udvidelsens hastighed. Faldet skete så gradvist, at skalarfeltets potentielle energi forblev næsten konstant mens universet udvidede sig. Denne adfærd står i skarp kontrast til almindeligt stofs opførsel, hvor tætheden hurtigt falder i et ekspanderende univers. Takket være skalarfeltets store energi, fortsatte universet med at ekspandere med meget højere hastighed end den, der blev forudsagt af præinflatoriske kosmologiske teorier. Under disse forhold voksede universet eksponentielt. Dette trin med selv-opretholdt, eksponentielt hurtig inflation varede ikke længe. Dets varighed kunne have været så kort som 10-35 sekund. Da feltets energi faldt, forvandt viskositeten næsten og inflationen sluttede. Ligesom bolden når den kommer til bunden af skålen, begyndte skalarfeltet at oscillere nær minimum af sin potentielle energi. Medens skalarfeltet oscillerede mistede det energi, i form af elementarpartikler. Disse partikler vekselvirkede med hinanden og fandt efterhånden en ligevægtstemperatur. Fra dette tidspunkt kan standard Big Bang teorien beskrive universets udvikling. Hovedforskellen mellem inflationsteori og den gamle kosmologi bliver tydelig, når man beregner universets størrelse ved inflationens afslutning. Selv hvis universet ved inflationens begyndelse var så lille som 10-33 centimeter, opnår dette domæne efter 10-35 sekunds inflation en utrolig størrelse. Ifølge nogle inflatoriske modeller kan denne størrelse udgøre exp101012 - dvs., et 1 efterfulgt af en billion nuller. Disse tal afhænger af de anvendte modeller, men i de fleste versioner er denne størrelse mange størrelsesordener større end det observerbare univers, eller 1028 centimeter. Denne fantastiske spurt løser øjeblikkeligt de fleste af den gamle kosmologiske teoris problemer. Vort univers ser glat og ensartet ud, fordi alle ujævnheder blev strukket exp101012 gange. Tætheden af oprindelige monopoler og andre uønskede "defekter" bliver eksponentielt fortyndet. (Fornylig har vi opdaget, at monopoler selv kan inflatere og på den måde effektivt skubbe sig selv ud af det observerbare univers). Universet er blevet så stort, at vi nu kun kan se en lille brøkdel af det. Det er derfor, at vor del af universet, ligesom et lille område på en enorm oppustet ballon, ser flad ud. Det er derfor, at vi ikke behøver insistere på, at alle dele af universet begyndte udvidelsen samtidig. Et område af en mindst mulig størrelse på 10-33 centimeter er mere end nok til at frembringe alt det, vi ser nu. Inflationsteorien var ikke altid så begrebsmæssigt enkel. Forsøg på at opnå perioden med eksponentiel udvidelse af universet har en lang historie. På grund af politiske barrierer er denne historie uheldigvis kun delvist bekendt for amerikanske læsere.
Den første realistiske version af inflationsteorien kom i 1979 fra Alexei A. Starobinsky på the L. D. Landau Institute of Theoretical Physics i Moskva. Starobinsky modellen skabte en sensation blandt russiske astrofysikere og i to år forblev den hovedemnet for diskussioner på alle konferencer om kosmologi i Sovjetunionen. Hans model var imidlertid temmelig kompliceret (den var baseret på teorien om anomalier i kvantegravitation) og sagde ikke meget om, hvordan inflationen i virkeligheden kunne starte. I 1981 foreslog Alan H. Guth fra Massachusetts Institute of Technology, at det varme univers på et mellemtrin kunne ekspandere eksponentielt. Hans model stammede fra en teori, som tolkede det tidlige univers' udvikling som en serie faseovergange. Denne teori blev foreslået i 1972 af David A. Kirzhnits og mig på P. N. Lebedev Physics Institute i Moskva. Ifølge denne ide kondenserede universet til forskellige former efterhånden, som det udvidede sig og afkøledes. Vanddamp gennemgår sådanne faseovergange. Når den bliver koldere, kondenserer dampen til vand som, hvis afkølingen fortsætter, bliver til is. Guth's ide krævede, at inflationen skulle finde sted, når universet var i en ustabil, underafkølet tilstand. Underafkøling er almindelig under faseovergange; for eksempel forbliver vand, under de rette omstændigheder, flydende under nul grader Celsius. Selvfølgelig fryser underafkølet vand til sidst. Det ville svare til slutningen på den inflatoriske periode. Ideen med at bruge underafkøling til at løse mange af Big Bang teoriens problemer var meget attraktiv. Som Guth selv peger på, bliver det postinflatoriske univers i hans scenario meget ujævnt. Efter at have undersøgt sin model i et år, forkastede han den omsider i et papir, han forfattede sammen med Erick J. Weinberg fra Columbia University. I
1982 introducerede jeg det såkaldte nye inflatoriske univers' scenario,
som Andreas Albrecht og Paul J. Steinhardt fra University of Pennsylvania
også senere opdagede [se "Det
Inflatoriske Univers"
af Alan H. Guth og Paul J. Steinhardt]. Dette scenario afviste
hovedproblemerne i Guth's model. Men det var stadig temmelig kompliceret og
ikke særligt realistisk. På mange måder er kaotisk inflation så enkel, at det er svært at forstå, hvorfor ideen ikke blev opdaget noget før. Jeg tror grunden var udelukkende psykologisk. Big bang teoriens glorværdige succeser hypnotiserede kosmologerne. Vi antog, at hele universet blev skabt på samme tid, at det i begyndelsen var varmt og at skalarfeltet fra begyndelsen befandt sig tæt på det minimale af sin potentielle energi. Da vi først begyndte at slække på disse antagelser, fandt vi øjeblikkeligt, at inflation ikke er et eksotisk fænomen, som tages i anvendelse af teoretikere for at løse deres problemer. Det er et alment regime, som hænder i en bred klasse af teorier om elementarpartikler. At en hurtig udstrækning af universet på samme tid kan løse mange vanskelige kosmologiske problemer, kan forekomme for godt til at være sandt. For hvis alle ujævnheder blev strukket bort, hvordan dannedes galakserne så? Svaret er, at mens inflationen fjernede tidligere eksisterende ujævnheder, skabte den samtidig nye. Disse ujævnheder opstår fra kvantevirkninger. Ifølge kvantemekanikken er det tomme rum ikke helt tomt. Vacuet er fyldt af små kvantefluktuationer. Disse fluktuationer kan betragtes som bølger, eller svingninger i fysiske felter. Bølgerne har alle mulige bølgelængder og bevæger sig i alle retninger. Vi kan ikke detektere disse bølger, fordi de kun lever kort og er mikroskopiske. I det inflatoriske univers bliver vacuets struktur endnu mere kompliceret. Inflationen strækker hurtigt bølgerne. Når deres bølgelængder bliver tilstrækkeligt store, begynder svingningerne at "mærke" universets krumning. På dette tidspunkt holder de op med at bevæge sig på grund af skalarfeltets viskositet (husk at ligningerne, der beskriver feltet, indeholder et led for friktion). De første fluktuationer der fryser er de, der har store bølgelængder. Efterhånden som universet fortsætter med at udvide sig, bliver nye fluktuationer strukket og fryser ovenpå andre frosne bølger. På dette trin kan man ikke længere kalde bølgerne for kvantefluktuationer. De fleste har yderst store bølgelængder. Fordi disse bølger ikke bevæger sig og ikke forsvinder, øger de skalarfeltets værdi i nogen områder og sænker den i andre og skaber således ujævnheder. Disse forstyrrelser i skalarfeltet forårsager de tæthedsændringer i universet, som er altafg&oslah;rende for den senere dannelse af galakser.
Ud over at forklare mange egenskaber ved vor verden indebærer teorien adskillige vigtige forudsigelser, som kan afprøves. For det første indvirker forstyrrelser i tætheden, frembragt under inflationen, på fordelingen af stof i universet. De kan også ledsage gravitationsbølger. Både tæthedsforstyrrelser og gravitationsbølger efterlader aftryk på mikrobølgebaggrundsstrålingen. De gør denne strålings temperatur en lille smule anderledes på forskellige steder af himlen. Denne uensartethed blev fundet i 1992 af Cosmic Background Explorer (COBE) satellitten, en opdagelse, der senere er blevet bekræftet af adskillige andre eksperimenter. Selvom COBE resultaterne stemmer overens med inflationens forudsigelser, ville det være for tidligt at sige, at COBE har bekræftet inflationsteori. Men det er bestemt sandt, at de resultater, som satellitten har opnået, på deres nuværende præcisionsniveau definitivt kunne have modbevist de fleste inflatoriske modeller og det skete ikke. I øjeblikket kan ingen anden teori samtidig forklare, hvorfor universet er så ensartet og stadig forudsige de "krusninger i rummet" som COBE opdagede. Inflationen forudsiger også, at universet burde være næsten fladt. Universets fladhed kan verificeres eksperimentelt, fordi et fladt univers' tæthed på en enkel måde er relateret til dets udvidelseshastighed. Indtil videre er observationsdata konsistente med denne forudsigelse. For få år siden forekom det, at hvis nogen viste, at universet er åbent i stedet for fladt, så ville inflationsteorien falde fra hinanden. Der er imidlertid fornylig fundet adskillige modeller for et åbent inflatorisk univers. Den eneste konsistente beskrivelse af et stort ensartet, åbent univers, vi kender i øjeblikket, er baseret på inflationsteori. Så selv om universet er åbent, er inflation stadig den bedste teori til at beskrive det. Man kan påstå, at den eneste måde at modbevise inflationsteorien på er, at foreslå en bedre teori. Man bør huske, at inflationsmodeller er baseret på elementarpartiklernes teori og at denne teori ikke er fuldstændig etableret. Nogle versioner (mest bemærkelsesværdigt, superstreng teori) fører ikke automatisk til inflation. At hale inflation ud af superstrengteorien kan kræve radikalt nye ideer. Vi bør bestemt fortsætte vor søgen efter alternative kosmologiske teorier. Mange kosmologer tror imidlertid, at inflation, eller noget der ligner den meget, er helt essentiel for at konstruere en konsistent kosmologisk teori. Selve inflationsteorien forandrer sig, når partikelfysikkens teori hurtigt udvikler sig. Listen af nye modeller inkluderer udvidet inflation, naturlig inflation, hybrid inflation og mange andre. Hver model har unikke egenskaber, som kan afprøves gennem observationer eller eksperimenter. De fleste er imidlertid baseret på ideen om kaotisk inflation. Her kommer vi til den mest interessante del af vor fortælling, til teorien om et evigt eksisterende, selv-reproducerende inflatorisk univers. Denne teori er temmelig almen, men den ser særlig lovende ud og fører til de mest dramatiske konsekvenser inden for rammerne af den kaotiske inflations scenario. Som jeg allerede nævnte, kan man forestille sig skalarfeltets fluktuationer i et inflatorisk univers som bølger. De bevægede sig først i alle mulige retninger og frøs så oven på hinanden. Hver frossen bølge øgede skalarfeltet ganske lidt i nogle dele af universet og sænkede det i andre. Overvej nu de steder i universet, hvor disse nyligt frosne bølger vedholdende øgede skalarfeltet. Sådanne områder er yderst sjældne, men de findes dog. Og de kan være yderst vigtige. Disse sjældne domæner af universet, hvor feltet hopper højt nok, begynder at udvide sig eksponentielt med stadigt stigende hastighed. Jo højere skalarfeltet hopper, jo hurtigere udvider universet sig. Meget hurtigt vil disse sjældne domæner opnå et meget større rumfang end andre domæner. Af denne teori følger det, at hvis universet indeholder mindst et inflatorisk domæne af tilstrækkelig størrelse, begynder det uopholdeligt at frembringe nye inflatoriske domæner. Inflationen i hvert enkelt punkt kan slutte hurtigt, men mange andre steder vil fortsætte med at udvide sig. Alle disse domæners totale rumfang vil vokse uden slutning. Essensen er, at et inflatorisk univers blomstrer med andre inflatoriske bobler, som igen frembringer andre inflatoriske bobler. Denne proces, som jeg har kaldt evig inflation, fortsætter som en kædereaktion og frembringer et fraktallignende mønster af universer. I dette scenario er universet som helhed udødeligt. Hver særlige del af universet kan stamme fra en singularitet et sted i fortiden og den kan ende i en singularitet et sted i fremtiden. Der er imidlertid ingen ende på hele universets udvikling. Situationen i selve begyndelsen er mindre sikker. Der er en chance for, at alle dele af universet blev skabt samtidig i en initial Big Bang singularitet. Nødvendigheden af denne antagelse er imidlertid ikke længere indlysende. Endvidere vokser det totale antal bobler på vort "kosmiske træ" eksponentielt med tiden. Derfor vokser de fleste bobler (inkluderende vor egen del af universet) i en ubestemmelig stor afstand fra dette træs stamme. Skønt dette scenario gør det initiale Big Bangs eksistens næsten irrelevant, til alle praktiske formål, kan man betragte det øjeblik, hvor hver inflatorisk boble dannes som et nyt "Big Bang". Fra dette perspektiv er inflation ikke en del af Big Bang teorien, som vi troede for 15 år siden. Tværtimod er Big Bang en del af den inflatoriske model. Når man tænker på universets selv-reproducerende proces, kan man ikke undgå at drage analogier, ligegyldigt hvor overflødige de kan være. Man kan spekulere på om ikke denne proces er lig den der hænder for os alle? Vi blev født for nogen tid siden. Engang vil vi dø og hele vor verden af tanker, følelser og minder vil forsvinde. Men der var dem, der levede før os, der vil være dem der lever efter og menneskeheden som helhed kan, hvis den er klog nok, leve i lang tid. Inflationsteori foreslår, at en lignende proces kan hænde med universet. Man kan drage nogen optimisme fra at vide, at selv om vor civilisation dør, vil der være andre steder i universet, hvor liv vil dukke op igen og igen, i alle sine mulige former. En ny kosmologiKunne tingene blive endnu mere mærkelige? Svaret er ja. Indtil nu har vi overvejet den enkleste inflatoriske model med kun et skalarfelt, som kun har et minimum af sin potentielle energi. Realistiske modeller af elementarpartikler fremviser imidlertid mange slags skalarfelter. For eksempel findes der i de forenede teorier om svage, stærke og elektromagnetiske vekselvirkninger mindst to andre skalarfelter. Disse skalarfelters potentielle energi kan have adskillige forskellige minima. Dette forhold betyder, at den samme teori kan have forskellige "vacuum tilstande", svarende til forskellige slags symmetribrud mellem grundlæggende vekselvirkninger og, som resultat, forskellige love for lavenergi fysik. (Vekselvirkninger mellem partikler ved ekstremt høje energier afhænger ikke af symmetribrud). En sådan kompleksitet i skalarfeltet betyder, at efter inflation kan universet blive delt i eksponentielt store domæner, som har forskellige love for lavenergi fysikken. Bemærk at denne opdeling finder sted, selv om hele universet oprindeligt begyndte i samme tilstand, svarende til et særligt minimum af potentiel energi. Faktisk kan store kvantefluktuationer forårsage, at skalarfelter hopper ud af deres minima. Dvs., at de ryster nogle af kuglerne ud af deres skåle og ind i andre. Hver skål svarer til alternative love for partikel vekselvirkninger. I nogle inflationsmodeller er kvantefluktuationerne så stærke, at selv antallet af rummets dimensioner og tid kan ændre sig.
Hvis denne model er korrekt, så kan fysikken alene ikke forsyne os med en komplet forklaring på alle egenskaberne ved vor tildeling af universet. Den samme fysiske teori kan producere store dele af universet, som har forskellige egenskaber. Ifølge dette scenario finder vi os selv inde i et fire-dimensionalt domæne med vor slags fysiske love, ikke fordi domæner med anderledes dimensionalitet og alternative egenskaber er umulige eller usandsynlige, men simpelthen fordi vor slags liv ikke kan eksistere i andre domæner. Betyder dette, at en forståelse af alle egenskaberne ved vor region af universet vil kræve, foruden et kendskab til fysik, en dyb undersøgelse af vor egen natur, måske endda inkluderende vor bevidstheds natur? Denne konklusion ville sandelig være en af de mest uventede, man kunne drage fra de nylige udviklinger i inflatorisk kosmologi. Udviklingen af inflatorisk teori har givet anledning til et fuldstændig nyt kosmologisk paradigme, som adskiller sig betragteligt fra den gamle Big Bang teori og endda fra de første versioner af det inflatoriske scenario. I det forekommer universet at være både kaotisk og ensartet, ekspanderende og stationært. Vort kosmiske hjem vokser, fluktuerer og gendanner sig selv evigt i alle mulige former, som om det justerede sig til alle mulige typer af liv. Vi håber, at nogle dele af den nye teori vil blive hos os i årene der kommer. Mange andre vil skulle modificeres for at passe med nye observationsdata og med den altid skiftende teori for elementarpartiklerne. Det ser imidlertid ud til, at de sidste 15 års udvikling af kosmologi for altid har ændret vor forståelse af vort univers' struktur og skæbne og af vor plads i det. Yderligere læsning:PARTICLE PHYSICS AND INFLATIONARY COSMOLOGY. Andrei Linde in Physics Today Vol. 40, No. 9, pages 61-68; September 1987. THE FRACTAL DIMENSION OF THE INFLATIONARY UNIVERSE. M. Aryal and A. Vilenkin in Physics Letters B, Vol. 199, No. 3, pages 351-357; December 24, 1987. INFLATION AND QUANTUM COSMOLOGY. Andrei Linde. Academic Press, 1990. PARTICLE PHYSICS AND INFLATIONARY COSMOLOGY. Andrei Linde. Harwood Academic Publishers, 1990. FROM THE BIG BANG THEORY TO THE THEORY OF A STATIONARY UNIVERSE. A. Linde, D. Linde and A. Mezhlumian in Physical Review D, Vol. 49, No. 4, pages 1783-1826; February 1994. Link: xxx.uni-augsburg
Billeder: Visual Arts Service, Stanford University. Oversat fra The Self-Reproducing Inflationary Universe, Scientific American, November 1994.
Indhold |
||||||
|
|
