|
Inflationsdebatten Er teorien i hjertet af moderne kosmologi dybt mangelfuld ? Paul J. Steinhardt*
Kort sagt
For
tredive år siden gav Alan H. Guth, som da var en kæmpende fysiker efter
doktorgraden på Stanford Linear Accelerator Center, en serie seminarer, i
hvilke han indførte "inflation" i kosmologiens leksikon.
Betegnelsen henviser til et kort udbrud af hyperaccelereret udvidelse, som
han hævdede måske havde fundet sted i de første øjeblikke efter big bang. Et
af disse seminarer fandt sted på Harvard University, hvor jeg selv var
postdoc. Jeg blev øjeblikkeligt fanget af ideen og jeg har tænkt over den
næsten hver dag siden. Mange af mine kolleger, som arbejdede i astrofysik,
gravitationsfysik og partikelfysik, er på samme måde blevet opfyldt. Til dags
dato er udviklingen og afprøvningen af universets inflationsteori et af de
mest aktive og succesfulde områder af videnskabelig undersøgelse. Dens
eksistensberettigelse er at udfylde et gab i den oprindelige big bang teori.
Den grundlæggende ide med big bang er, at universet har udvidet sig langsomt,
lige siden det begyndte for omkring 13,7 milliarder år siden. Denne proces
med udvidelse og afkøling forklarer mange af de detaljerede egenskaber ved
universet set idag, men med en hage: universet skulle starte med visse
egenskaber. For eksempel, skulle det være yders ensartet, med kun yderst få
småbitte variationer i fordelingen af stof og energi. Universet skulle også
være geometrisk fladt, hvilket betyder, at kurver og forvrængninger i rummets
struktur ikke bøjede lysstrålers og bevægede objekters bane. Men
hvorfor skulle det oprindelige univers have været så ensartet og fladt? På
forhånd forekom disse startforhold usandsynlige. Det er her Guths ide kom
ind. Han hævdede, at selv hvis universet var startet i total uorden - med en
yderst uensartet fordeling af energi og en knudret form - ville en
imponerende spurt i vækst have spredt energien ud indtil den var jævnt
fordelt og have rettet enhver kurve og forvrængning i rummet ud. Da denne
periode med inflation sluttede, ville universet have fortsat med at udvide
sig med den oprindelige big bang teoris mere dæmpede fart, men nu med lige de
rette forhold til at stjerner og galakser kunne udvikle sig til den tilstand
vi ser dem i idag. Ideen er
så overbevisende, at kosmologer, mig inklusive, rutinemæssigt beskriver den
for studerende, journalister og offentligheden som en etableret kendsgerning.
Men der er sket noget mærkeligt med inflationsteori i de 30 år, siden Guth
indførte den. Idet sagen for inflation er vokset stærkere, så er sagen imod
også. De to tilfælde er ikke lige kendte: vidnesbyrd, der taler til gunst for
inflation, er velkendte for et bredt område af fysikere, astrofysikere og
ivrige dyrkere af videnskab. Overraskende få synes at følge sagen imod
inflation undtaget en lille gruppe af os, som stille har forsøgt at
beskæftige os med udfordringerne. De fleste astrofysikere har været
beskæftiget med deres opgave med at afprøve forudsigelserne fra lærebogens
inflationsteori uden at bekymre sig om disse dybere emner og håbet at de med
tiden ville blive løst. Uheldigvis har problemerne modstået vore bedste
anstrengelser til dato. Som en
der har bidraget både til inflationsteori [se "The Inflationary
Universe," af Alan H. Guth og Paul J. Steinhardt; Scientific American,
Maj 1984], [Det inflatoriske univers] og til
konkurrerende teorier, føler jeg mig spaltet og jeg fornemmer, at mange af
mine kolleger heller ikke er sikre på, hvad de skal mene om sagen imod. For
at dramatisere vor mærkelige forlegenhed vil jeg sætte inflationskosmologi
for retten og præsentere de to ekstreme synspunkter. Først vil jeg optræde
som ivrig advokat "for" og præsentere de stærkeste fordele ved
teorien og så, med samme iver, som advokat "imod" præsentere de
mest alvorlige, uløste problemer. Inflation
er så velkendt, at sagen for den kan gøres kort. Nogle få flere detaljer er
nødvendige for at påskønne dens fordele fuldt ud. Inflation hviler på en
særlig ingrediens kaldet inflatorisk energi, som, kombineret med gravitation,
kan drive universet til at udvide sig med en forbavsende mængde i løbet af et
kort øjeblik. Den inflatoriske energi skal være enormt tæt og dens tæthed
skal forblive næsten konstant under den inflatoriske epoke. Dens mest
usædvanlige egenskab af alle er, at dens gravitation skal frastøde snarere
end tiltrække. Det er frastødningen, der forårsager at rummet svulmer så
hurtigt. Det, der
gav Guths ide dens tiltrækning, var, at teoretikere allerede havde
identificeret mange mulige kilder til en sådan energi. Det førende eksempel
er en teoretiseret slægtning til det magnetiske felt, kaldet et skalarfelt,
som, i inflationens særlige tilfælde, er kendt som "inflaton"
feltet. Den berømte Higgs partikel, som man nu leder efter på CERNs Large
Hadron Collider nær Geneve, udledes fra et andet skalarfelt. Som alle
felter har inflaton en bestemt styrke på hvert punkt i rummet, hvilket
bestemmer kraften, det udøver på sig selv og på andre felter. Under den
inflatoriske fase er dets styrke næsten konstant overalt. Afhængigt af hvor
stærkt et felt er, har det en vis mængde energi i sig - det fysikere kalder
potentiel energi. Forholdet mellem styrke og energi kan repræsenteres af en
kurve på en graf. For inflatonen gætter kosmologerne på, at kurven ligner
tværsnittet gennem en dal og en jævnt skrånende højslette. Hvis feltet
begynder med en styrke svarende til et eller andet punkt på højsletten, vil
det gradvist miste både styrke og energi, som om det gled ned af skråningen.
Faktisk er ligningerne de samme som dem, der gælder for en bold, som ruller
ned af en bakke med samme form som kurven for den potentielle energi.
Inflatonens
potentielle energi kan forårsage, at universet udvider sig med en
accelererende fart. I processen kan det udjævne og flade universet ud, givet
at feltet forbliver på højsletten længe nok (omkring 10-30 sekund)
til at strække universet med en faktor 1025 eller mere langs hver
retning. Inflationen slutter, når feltet når enden af højsletten og suser ned
af bakke til energidalen længere nede. På dette punkt omdannes den
potentielle energi til mere velkendte former for energi - nemlig det mørke
stof, varmt almindeligt stof og stråling der fylder universet idag. Universet
går ind i en periode med beskeden, decelererende udvidelse, under hvilken
materialet samler sig til kosmiske strukturer. Inflation
jævner universet ligesom strækning af en gummiplade jævner dens rynker, men
den gør det ikke perfekt. Små uregelmæssigheder bliver tilbage på grund af
kvantevirkninger. Kvantefysikkens love dikterer, at et felt som inflaton ikke
har nøjagtig den samme styrke overalt i rummet, men at den gennemgår
tilfældige svingninger. Disse svingninger forårsager, at inflationen slutter
på lidt forskellige tidspunkter i rummet og opvarmer dem til lidt forskellige
temperaturer. Disse rumlige variationer er frøene, der med tiden vil vokse
til stjerner og galakser. En forudsigelse af inflationsteorien er, at
variationerne er næsten skala-uforanderlige. Det vil sige, at de ikke
afhænger af områdets størrelse; de forekommer med samme størrelse på alle
skalaer. Sagen for
inflation kan opsummeres af tre erklæringer. For det første er inflation
uundgåelig. Udviklinger i teoretisk fysik siden Guths forslag har kun styrket
hypotesen, at det tidlige univers indeholdt felter, der kunne tænkes at drive
inflation. Hundreder af dem dukker op i forenede fysikteorier, som
strengteori. I det kaotiske tidlige univers var der med sikkerhed en plet af
rum, hvor et af disse felter mødte betingelserne for inflation. For det
andet forklarer inflation, hvorfor universet er så ensartet og fladt idag.
Ingen ved, hvor ensartet eller fladt universet var, da det dukkede frem fra
big bang, men med inflation er der intet behov for at vide det, fordi
perioden med accelereret udvidelse strakte det til den rette form. For det
tredje og sandsynligvis det mest overbevisende er inflationsteori kraftig til
forudsigelser. For eksempel har talrige observationer af den kosmiske
mikrobølgebaggrunds stråling og fordelingen af galakser bekræftet, at de
rumlige variationer i energi i det tidlige univers var næsten skala
uforanderlige. De første
tegn på at en teori fejler er sædvanligvis små uoverensstemmelser mellem
observationer og forudsigelser. Det er ikke situationen her: data er i
fortræffelig overensstemmelse med de inflatoriske forudsigelser, der blev
gjort i de tidlige 1980'ere. Istedet udfordrer sagen mod inflation teoriens
logiske grundlag. Virker teorien faktisk som annonceret?. Er forudsigelserne
gjort i de tidlige 1980'ere stadig forudsigelserne af den inflatoriske model,
som vi forstår den idag? Man kan komme med et argument, at svaret på begge
spørgsmål er nej. Den
første erklæring hævder, at inflation er uundgåelig. Men hvis den er, er der
en akavet logisk konsekvens: dårlig inflation er mere sandsynlig end god
inflation. "Dårlig inflation" betyder en periode med accelereret
udvidelse, hvis resultat er i modstrid med det, vi observerer. For eksempel
kunne temperaturvariationerne måske være for store. Forskellen mellem god og dårlig
afhænger af den præcise form af den potentielle energis kurve, som
kontrolleres af en numerisk parameter, der i princippet kunne antage en
hvilken som helst værdi. Kun et yderst snævert område af værdier kunne
producere den observerede temperaturvariation. I en typisk inflatorisk model
skal værdien være nær 10-15, dvs., nul til 15 decimalpladser. Et
mindre finjusteret valg, som nul til kun 12 eller 10 eller otte
decimalpladser ville frembringe dårlig inflation: den samme grad af
accelereret udvidelse (eller mere) men med en stor temperaturvariation, der
ikke stemmer med observationerne. Vi kunne
ignorere dårlig inflation, hvis den var uforenelig med liv. I det tilfælde
ville vi aldrig kunne observere dem, hvis sådanne temperaturvariationer i
princippet kunne opstå. Denne slags fornuftslutning er kendt som det
antropiske princip. Det gælder dog ikke her. Større temperaturvariationer
ville resultere i flere stjerner og galakser - universet ville, om noget,
være mere beboeligt, end det er nu.
Ikke blot
er dårlig inflation mere sandsynlig end god inflation, men ingen inflation er
mere sandsynligt end begge. University of Oxford fysikeren Roger Penrose kom først
med denne pointe i 1980'erne. Han anvendte termodynamiske principper, magen
til dem, man bruger til at beskrive konfigurationer af atomer og molekyler i
en gas, til at tælle de mulige startkonfigurationer af inflatonen og
gravitationsfelterne. Nogle af disse konfigurationer fører til inflation og
derfor til en næsten ensartet, flad fordeling af stof og en geometrisk flad
form. Andre konfigurationer fører direkte til et ensartet, fladt univers -
uden inflation. Begge sæt konfigurationer er sjældne, så opnåelse af et fladt
univers er overordnet usandsynligt. Penroses chokerende konklusion var dog,
at opnåelse af et fladt univers uden inflation er meget mere sandsynligt end
med inflation - med en faktor 10 til googol (10100) potens! En anden
indfaldsvinkel, der når en lignende konklusion, ekstrapolerer universets
historie fra dets nuværende forhold tilbage i tid ved brug af de etablerede
fysiske love. Ekstrapolationen er ikke enestående: givet de gennemsnitlige
flade og jævne forhold idag kunne mange forskellige rækkefølger af hændelser
have kommet før. I 2008 viste Gary W. Gibbons fra University of Cambridge og
Neil G. Turok fra Perimeter Institute for Theoretical Physics i Ontario, at
et overvældende antal ekstrapolationer har ubetydelige mængder inflation.
Denne konklusion er i overensstemmelse med Penroses. De synes begge at stride
mod intuitionen, fordi et fladt og jævnt univers er usandsynligt og inflation
er en kraftig mekanisme til at opnå den nødvendige udjævning og fladen ud. Men
denne fordel synes at blive opvejet af den kendsgerning, at forholdene til
start af inflation er så usandsynlige. Når alle faktorer medregnes, er det
mere sandsynligt, at universet har opnået sine nuværende forhold uden
inflation end med den. Mange fysikere
og astrofysikere finder disse teoretiske argumenter uoverbevisende
sammenlignet med et mere overbevisende, som foretrækker inflation: nemlig
overensstemmelsen mellem forudsigelserne formuleret i de tidlige 1980'ere og
de storslåede kosmologiske observationer, der er til rådighed idag.
Eksperimenter, der passer sammen, overtrumfer ethvert teoretisk argument. Men
den mærkelige vridning af denne historie er, at forudsigelserne fra de
tidlige 1980'ere var baseret på en naiv forståelse af, hvordan inflation
faktisk virker - et billede, der har vist sig at være helt forkert. Ændringen
af synspunkt begyndte med erkendelsen, at inflation er evig: når den én gang
er begyndt, stopper den aldrig [se "The Self-Reproducing Inflationary
Universe," af Andrei Linde; Scientific American, November 1994], [Det selv-reproducerende inflatoriske univers].
Inflationens evige selvreproduktion er det direkte resultat af kvantefysik
kombineret med accelererende udvidelse. Husk, at kvantesvingninger kan
forsinke en smule, når inflationen stopper. Når disse svingninger er små, så
er deres virkninger det også. Men svingningerne er ukontrollerbart
tilfældige. I nogle områder af rummet vil de være store og føre til
betragtelig forsinkelse.
Sådanne
nølende, uberegnelige områder er yderst sjældne, så man kunne mene, at det
var sikkert at ignorere dem. Det kan man ikke, fordi de inflaterer. De
fortsætter med at vokse og i et spørgsmål om få øjeblikke får de det område,
der opfører sig pænt, til at ligne en dværg. Resultatet er et hav af
inflaterende rum, der omgiver en lille ø fyldt med varmt stof og stråling.
Hvad mere er så gyder uberegnelige områder nye uberegnelige områder, såvel
som nye øer af stof - som hver er et selvstændigt univers. Processen
fortsætter i det uendelige og skaber et ubegrænset antal øer omgivet af endnu
mere inflaterende rum. Hvis man ikke bliver bekymret over dette billede, så
slap af - det bør man ikke være. De bekymrende nyheder kommer som det næste. Øerne er
ikke alle ens. Kvantefysikkens iboende tilfældige natur sikrer, at nogle er
yderst uensartede eller stærkt forvrængede. Deres uensartethed lyder som
problemet med dårlig inflation beskrevet tidligere, men årsagen er anderledes.
Dårlig inflation sker, fordi de parametre, som kontrollerer formen af den
potentielle energis kurve, sandsynligvis er for store. Her kan uensartethed
resultere fra evig inflation og tilfældige kvantesvingninger ligegyldigt,
hvilken værdi parametrene har. For at
være kvantitativt præcis bør ordet "nogle" ovenfor erstattes af
"et uendeligt antal." I et evigt inflaterende univers vil et
uendeligt antal øer have egenskaber, som dem vi observerer, men et uendeligt
antal vil ikke. Det sande resultat af inflation blev bedst opsummeret af
Guth: "I et evigt inflaterende univers vil alt, hvad der kan ske, ske;
faktisk vil det ske et uendeligt antal gange." Så er
vort univers undtagelsen eller reglen? I en uendelig samling øer er det
vanskeligt at sige. Antag, som en analogi, at man har en sæk indeholdende et
kendt, endeligt antal enkroner og 25 ører. Hvis man rækker ind og tager en
mønt tilfældigt, kan man lave en fast forudsigelse om, hvilken mønt det er
mest sandsynligt, at man tager. Hvis sækken indeholder et uendeligt antal
enkroner og 25 ører, kan man dog ikke. For at prøve at bedømme
sandsynlighederne sorterer man mønterne i stakke. Man begynder med at lægge
en enkrone i stakken, så en 25 øre, så endnu en enkrone og en 25 øre, og så
videre. Denne procedure giver en indtrykket af at der er et ens antal af hver
værdi. Men så prøver man et andet system med først at stakke 10 enkroner, så
en 25 øre, så 10 enkroner, så endnu en 25 øre, og så videre. Nu har man
indtrykket af, at der er 10 enkroner for hver 25 øre. Hvilken
metode til at tælle mønterne er den rette? Svaret er: ingen af dem. For en
uendelig samling mønter er der et uendeligt antal måder at sortere på, der
giver et uendeligt område af muligheder. Så der er ingen gyldig måde at bedømme,
hvilken mønt, der er mere sandsynlig. Med den samme fornuftslutning, hvordan
kan kosmologer så bedømme hvilken slags ø, der er mere sandsynlig i et evigt
inflaterende univers. Nu bør
man blive bekymret. Hvad betyder det at sige at inflation gør visse
forudsigelser - dvs, for eksempel, universet er ensartet eller har
skalauafhængige svingninger - hvis alt der kan ske, vil ske et uendeligt
antal gange? Og hvis teorien ikke gør forudsigelser, der kan afprøves,
hvordan kan kosmologerne så hævde, at teorien stemmer overens med observationer, som de
rutinemæssigt gør? Teoretikerne
er ikke uopmærksomme på problemet, men de har troen på, at de kan løse det og
genoprette det naive inflatoriske billede fra de tidlige 1980'ere, der tiltrak
dem til teorien til at begynde med. Mange forbliver håbefulde, selv om de har
kæmpet med dette emne i de sidste 25 år og stadig mangler at komme med en
plausibel løsning. Nogle
foreslår at prøve at konstruere teorier for inflation, der ikke er evige, for
at kvæle uendeligheden af universer i fødslen. Men evighed er en naturlig
konsekvens af inflation plus kvantefysik. For at undgå det ville universet
skulle starte i en meget speciel begyndelsestilstand og med en speciel form
for inflatorisk energi, så inflationen sluttede overalt i rummet, før
kvantesvingninger havde en chance for at genantænde den. I dette scenario
afhænger det observerede resultat imidlertid følsomt af, hvad
begyndelsestilstanden er. Det forpurrer hele formålet med inflation: at forklare
resultatet uden hensyn til hvilke forhold der eksisterede på forhånd. En
alternativ strategi antager, at øer, som vort observable univers, er det mest
sandsynlige resultat af inflation. Fortalere for denne indfaldsvinkel påfører
et såkaldt mål, en bestemt regel for at vægte hvilke slags øer, der er mest
sandsynlige - analogt med at erklære, at vi skal tage tre enkroner for hver
fem 25 ører, når vi trækker mønter fra vor sæk. Ideen om et mål, en ad hok
tilføjelse, er en åben indrømmelse af at inflatorisk teori i sig selv ikke
forklarer eller forudsiger noget. Værre er
det, at teoretikerne er kommet med tiltag, der fører til forskellige
konklusioner. Et eksempel er rumfangsmålet, som siger at øer bør vægtes ud
fra deres størrelse. Ved første øjekast er dette valg fornuftigt. Den
intuitive ide, der ligger under inflation, er, at den forklarer den
ensartethed og fladhed vi observerer ved at skabe store rumfang af rum med
disse egenskaber. Uheldigvis fejler rumfangsmålet. Grunden er, at det
foretrækker nølen. Overvej to slags regioner: øer som vores og andre, der
dannedes senere efter mere inflation. Ved den eksponentielle væksts kraft vil
de sidste regioner indtage enormt mere totalt rumfang. Derfor er regioner
yngre end vores enormt mere almindelige. Ved dette mål er det usandsynligt at
vi overhovedet findes. Målentusiaster
indtager en prøv-og-fejl indfaldsvinkel, i hvilken de opfinder og afprøver
mål indtil, håber de, et producerer det rette svar: at vort univers er yderst
sandsynligt. Antag, at de en dag lykkes. Så vil de behøve et andet princip
til at retfærdiggøre brugen af det mål istedet for de andre, endnu et princip
for at vælge det princip, og så videre.
Endnu en
alternativ indfaldsvinkel er at påkalde det antropiske princip. Hvor
målbegrebet hævder, at vi lever i en typisk ø, antager det antropiske princip
at vi lever i en meget atypisk ø med kun de mest minimale forhold, som kræves
for at understøtte liv. Man hævder, at forholdene i mere typiske øer er
uforenelige med galakser eller stjerner eller en eller anden anden
forudsætning for liv, som vi kender det. Selvom de typiske øer indtager mere
rum end dem, der er som vores, kan man ignorere dem, fordi vi kun er
interesserede i regioner, som mennesker potentielt kunne bebo. Uheldigvis
for denne teori er forholdene i vort univers ikke minimale - universet er
fladere, jævnere og mere præcist skalauforanderligt end det behøvede for at
understøtte liv. Mere typiske øer, som dem der er yngre end vores, er næsten
ligeså beboelige, men mere talrige. I lyset
af disse argumenter er den ofte citerede påstand, om at kosmologiske data har
verificeret de centrale forudsigelser i inflationsteorien, i bedste fald
misvisende. Hvad man kan sige er, at data har bekræftet forudsigelser af den
naive inflationsteori, som vi forstod den før 1983; men denne teori er ikke
inflationsteori, som forstået idag. Den naive teori antager, at inflation
fører til et forudsigeligt resultat styret af den klassiske fysiks love.
Sandheden er, at kvantefysikken regerer over inflation og alt hvad der kan
ske, vil ske. Og hvis inflationsteori ikke giver nogen forudsigelser, hvad er
så dens pointe? Det
underliggende problem er, at nølen ikke bærer nogen straf - tværtimod bliver
den belønnet positivt. Uberegnelige områder, der forsinker inflationens
slutning, fortsætter med at vokse med accelererende hastighed, så de
uvægerligt tager over. I en ideel situation ville uberegnelige områder udvide
sig langsommere - eller, endnu bedre, skrumpe. Den overvældende størstedel af
universet ville bestå af områder, der opførte sig pænt, som slutter den
udjævnende fase til tiden og vort observerede univers ville være komfortabelt
normalt. Et
alternativ til inflatorisk kosmologi, som mine kolleger og jeg har foreslået,
kendt som den cykliske teori, har netop denne egenskab. Ifølge dette billede
er big bang ikke begyndelsen på rum og tid [se "The Myth of the
Beginning of Time," af Gabriele Veneziano; Scientific American, Maj
2004], [Myten om tidens begyndelse], men snarere et
"spring" fra en forudgående fase af sammentrækning til en ny fase
med udvidelse, ledsaget af skabelsen af stof og stråling. Teorien er cyklisk,
fordi udvidelsen efter en trillion år overgår til sammentrækning og et nyt
spring til udvidelse igen. Nøglepunktet er, at udjævningen af universet sker
før bang'et, under perioden med sammentrækning. Alle nølende uberegnelige
områder fortsætter med at trække sig sammen mens områder som opfører sig pænt
springer til tiden og begynder at udvide sig, så de uberegnelige områder
forbliver forholdsmæssigt små og ubetydelige. Udjævning
under sammentrækning har en observerbar konsekvens. Under en hvilken som
helst udjævningsfase, om det så er i inflationsteori eller i den cykliske
teori, frembringer kvantesvingninger små tilfældige forvrængninger af
rumtiden, kaldet gravitationsbølger, der udbreder sig og efterlader et
distinkt aftryk på mikrobølge baggrundsstrålingen. Bølgernes amplitude er
proportionelle med energitætheden. Inflation ville ske, når universet var
ekstremt tæt, hvorimod den tilsvarende proces i den cykliske model ville
finde sted, når universet var praktisk taget tomt, så de forudsagte aftryk
ville være dramatisk anderledes. Den cykliske teori er selvfølgelig ny og kan
have sine egne problemer, men den illustrerer, at der er tænkelige
alternativer, der måske ikke lider af den ukontrollerbare løbskkørsel i evig
inflation. Vort foreløbige arbejde tyder på at den cykliske model også undgår
de andre problemer, som blev diskuteret ovenfor. Det er
klart, at jeg har præsenteret sagerne for og imod inflation som to ekstremer
uden lejlighed til krydsforhør eller nuance. På et møde holdt i Januar (2011,
o.a.) på Princeton Center for Theoretical Science for at diskutere disse
emner, hævdede mange førende teoretikere, at problemerne med inflation blot
er tandsmerter og ikke burde ryste vor tillid til den grundlæggende ide.
Andre (inklusive mig) hævdede, at problemerne skar til teoriens kerne og at
den behøver en hovedreparation eller skal erstattes. I sidste
ende vil sagen blive afgjort af data. De kommende observationer af mikrobølge
baggrundsstrålingen vil være sigende. Eksperimenter med at lede efter
gravitationsbølge aftryk bliver allerede udført på bjergtoppe, i balloner i
stor højde og ombord på satelliter og resultaterne burde dukke op indenfor de
næste to eller tre år. Detektion af et gravitationsbølge aftryk ville støtte
inflation; hvis detektionen fejler ville være et vigtigt tilbageskridt. For
at inflationen skal hænge sammen til trods for et nul resultat ville
kosmologerne skulle antage, at inflatonfeltet havde et meget sært potentiale
med lige præcis den rette form til at undertrykke gravitationsbølger, hvilket
forekommer unaturligt konstrueret. Mange forskere ville gravitere til
alternativer, som teorien om det cykliske univers, der naturligt forudsiger
et uobserverbart lille gravitationsbølge signal. Resultatet vil være et
kritisk øjeblik i vor søgen efter at bestemme hvordan universet kom til at
blive på den måde, det er og hvad der vil ske med det i fremtiden. The Inflationary Universe. Alan Guth, Basic Books, 1998. Quantum Cosmology, Inflation, and
the Anthropic Principle. Andrei Linde i Science and
Ultimate Reality: Quantum Theory, Cosmology and Complexity. Redigeret af
John D. Barrow, Paul C.W. Davies og Charles L. Harper, Jr. Cambridge
University Press, 2004. Endless Universe: Beyond the Big
Bang. Paul J. Steinhardt og Neil Turok.
Doubleday, 2007. The Measure Problem in Cosmology. G.W. Gibbons og Neil Turok i Physical Review D, Vol. 77, No. 6, Papir
nr. 063516, Marts 2008. Fortryk
online på http://arxiv.org/abs/hep-th/0609095 From Eternity to Here: The Quest
for the Ultimate Theory of Time. Sean Carroll. Dutton Adult, 2010.
* Paul J. Steinhardt er direktør for
Princeton Center for Theoretical Science på Princeton University. Han er
medlem af National Academy of Sciences og modtog P.A.M. Dirac Medal fra International
Center for Theoretical Physics i 2002 for sine bidrag til inflationsteori.
Steinhardt er også kendt for at postulere en ny stoftilstand kaldet
kvasikrystaller. * Fra The Inflation Debate, Scientific
American, April 2011, side 18-25.
Det selv-reproducerende inflatoriske
univers |
