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:

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.

 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

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