Det inflatoriske univers
En ny
teori om kosmologi foreslår, at det observerbare univers er indesluttet
i et meget større område af rummet, som undergik en
ekstraordinær hurtig vækst en brøkdel af et sekund efter
det oprindelige store brag
Alan H. Guth og Paul J. Steinhardt*
Indledning
Standard Big Bang modellen
Mangler ved standard modellen
Kosmologi og partikelfysik
Inflationsmodellen
Box: Den inflatoriske model
Box: Energitæthed
Den nye inflatoriske model
Box: Ekspanderende bobler
Box: Ny inflatoriske model
Problemernes løsning
Skabelse fra "ingenting"
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 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).
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.
HORISONT PROBLEMET er en
alvorlig mangel ved standard Big Bang teorien. I dette tredimensionale
rumtids diagram er størrelsesforholdene tegnet på en ikke
lineær måde, sådan, at en lysimpuls' bane
repræsenteres af en linie 45 grader på den lodrette akse. Vor
position i rum og tid vises af punktet A. Da intet signal kan rejse hurtigere
end lysets hastighed, kan vi kun modtage signaler fra det farvede
område, som kaldes vor tidligere lyskegle. Begivenheder uden for et
givet punkts lyskegle kan på ingen måde øve indflydelse
på en hændelse i det punkt. Den grå vandrette flade viser
den tid hvor mikrobølgebaggrundsstrålingen blev udløst.
Stråling, som når os nu fra modsatte retninger, blev
udløst ved punkterne B og C og har siden da rejst langs vor tidligere
lyskegle til punkt A. Punkt B's tidligere lyskegle skærer ikke punkt
C's tidligere lyskegle og derfor var de to punkter ikke underkastet nogen
fælles påvirkninger. Horisont problemet er vanskeligheden ved at
forklare hvordan strålingen, der modtages fra de to modsatte retninger,
fik samme temperatur. I standard modellen må ensartetheden af temperaturen
i stor skala, som ses i mikrobølge baggrundsstrålingen, antages
som en startbetingelse for universet.
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.
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.
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].
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.
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.
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.
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.
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.
* Alan H. Guth studerede på Massachusetts
Institute of Technology; han fik sin Ph.D. i fysik på M.I.T. i 1972.
Han skriver:" Jeg var ansat på Princeton University, Columbia
University, Cornell University og Stanford Linear accelerator Center (SLAC). Det
meste af den tid arbejdede jeg med temmelig abstrakte matematiske opgaver
indenfor elementarpartikel teori og vidste ikke mere om udviklingen i
kosmologi end den gennemsnitlige lægmand. Mens jeg var på Cornell
overtalte en kollega, Henry Tye, mig (med stort besvær) til at slutte
mig til ham i studiet af magnetiske monopoler i det tidlige univers, og det
var på den måde min karriere ændrede retning. Jeg fortsatte
arbejdet det følgende år på SLAC. Kort efter vendte jeg
tilbage til M.I.T. som associeret professor i fysik, det job jeg har
nu.". Har sammen med Alan P. Lightman skrevet The
Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins, 352
sider, Perseus Pr, 1997, ISBN: 0201149427.
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.
Fra The Inflationary Universe, Scientific
American, maj 1984, ss. 90-102.
24.
december, 2005.
Indhold
Sorte hullers kvantemekanik :Én
sti: Kosmiske strenge
Index
|
