Beskrivelse og opprinnelse av inflasjonsteori

Inflasjonsteori samler ideer fra kvantefysikk og partikkelfysikk å utforske de tidlige øyeblikkene i universet, etter big bang. I følge inflasjonsteorien ble universet skapt i en ustabil energitilstand, som tvang en rask utvidelse av universet i sine tidlige øyeblikk. En konsekvens er at universet er langt større enn antatt, langt større enn størrelsen som vi kan observere med teleskopene våre. En annen konsekvens er at denne teorien forutsier noen trekk - for eksempel jevn fordeling av energi og flat geometri romtid—Som ikke tidligere ble forklart innenfor rammen av Big Bang teorien.

Utviklet i 1980 av partikkelfysikeren Alan Guth, blir inflasjonsteorien i dag generelt betraktet som en allment akseptert komponent av den store smellteori, selv om de sentrale ideene til big bang-teorien var godt etablert i årevis før utviklingen av inflasjonen teori.

De Big Bang teorien hadde vist seg ganske vellykket gjennom årene, spesielt å ha blitt bekreftet gjennom oppdagelsen av den kosmiske mikrobølgebakgrunnen (CMB) -strålingen. Til tross for teoriens store suksess med å forklare de fleste aspekter av universet som vi så, var det tre store problemer igjen:

• Homogenitetsproblemet (eller "Hvorfor var universet så utrolig ensartet bare ett sekund etter big bang ?;" som spørsmålet presenteres i Endless Universe: Beyond the Big Bang)
• Flathetsproblemet
• Den predikerte overproduksjon av magnetiske monopol

Big Bang-modellen så ut til å forutsi et buet univers der energien ikke ble fordelt i det hele tatt jevnt, og hvor det var mange magnetiske monopol, hvorav ingen stemte overens med bevisene.

Partikkelfysiker Alan Guth lærte først om flatness-problemet i et forelesning i 1978 ved Cornell University av Robert Dicke. I løpet av de neste par årene anvendte Guth konsepter fra partikkelfysikk til situasjonen og utviklet en inflasjonsmodell av det tidlige universet.

Guth presenterte funnene sine på et forelesning 23. januar 1980 ved Stanford Linear Accelerator Center. Hans revolusjonerende idé var at prinsippene for kvantefysikk i hjertet av partikkelfysikk kunne brukes på de tidlige øyeblikkene av big bang-skapelsen. Universet ville blitt skapt med høy energitetthet. Termodynamikk dikterer at tettheten til universet ville ha tvunget det til å utvide ekstremt raskt.

For de som er interessert i mer detalj, ville egentlig universet blitt skapt i et "falskt vakuum" med Higgs-mekanismen slått av (eller, på en annen måte, Higgs boson eksisterte ikke). Det ville ha gått gjennom en prosess med superkjøling og oppsøkt en stabil tilstand med lavere energi (et "ekte vakuum" der Higgs-mekanismen slått på), og det var denne superkjølingsprosessen som drev inflasjonsperioden raskt ekspansjon.

Hvor raskt? Universet ville ha doblet seg i størrelse for hver tiende^-35 sekunder. Innen 10^-30 sekunder ville universet blitt doblet i størrelse 100 000 ganger, noe som er mer enn nok utvidelse til å forklare flathetsproblemet. Selv om universet hadde krumning da det startet, ville den store utvidelsen føre til at det fremsto flatt i dag. (Tenk på at jordens størrelse er stor nok til at den ser ut til å være flat, selv om vi vet at overflaten vi står på er den buede utsiden av en sfære.)

På samme måte blir energien fordelt så jevnt, fordi da vi startet, var vi en veldig liten del av universet, og den delen av universet ekspanderte så raskt at hvis det var noen store ujevne fordelinger av energi, ville de være for langt unna for oss å oppfatte. Dette er en løsning på homogenitetsproblemet.

Problemet med teorien, så vidt Guth kunne fortelle, var at når inflasjonen begynte, ville den fortsette for alltid. Det så ut til å være ingen klar avstengningsmekanisme på plass.

Hvis rommet stadig utvidet seg med denne hastigheten, ville ikke en tidligere ide om det tidlige universet, presentert av Sidney Coleman, fungere. Coleman hadde spådd at faseoverganger i det tidlige universet skjedde ved opprettelsen av bittesmå bobler som koales sammen. Når inflasjonen var på plass, beveget de små boblene seg for raskt fra hverandre for å alltid samle seg.

Den russiske fysikeren Andre Linde ble fascinert av utsiktene, og angrep dette problemet og innså at det var en annen tolkning som tok seg av dette problemet, mens han var på denne siden av jernteppe (dette var 1980-tallet, husk) Andreas Albrecht og Paul J. Steinhardt kom med en lignende løsning.

Denne nyere varianten av teorien er den som virkelig fikk trekkraft gjennom 1980-tallet og til slutt ble en del av den etablerte big bang-teorien.

Inflasjonsteori går under flere andre navn, inkludert:

• kosmologisk inflasjon
• kosmisk inflasjon
• inflasjon
• gammel inflasjon (Guths opprinnelige versjon av teorien fra 1980)
• ny inflasjonsteori (navnet på versjonen med bobleproblemet løst)
• slow-roll inflasjon (navnet på versjonen med bobleproblemet løst)

Det er også to nært beslektede varianter av teorien, kaotisk inflasjon og evig inflasjon, som har noen mindre skiller. I disse teoriene skjedde ikke bare inflasjonsmekanismen en gang umiddelbart etter big bang, men skjer heller om og om igjen i forskjellige områder av verdensrommet hele tiden. De posiserer et raskt multipliserende antall "bobleunivers" som en del av multiverse. Noen fysikere påpeker at disse spådommene er til stede i alle versjoner av inflasjonsteori, så ikke virkelig anser dem som distinkte teorier.

Å være en kvanteteori, er det en feltfortolkning av inflasjonsteori. I denne tilnærmingen er drivmekanismen den inflaton felt eller inflatonpartikkel.

Merk: Mens konseptet med mørk energi i moderne kosmologisk teori akselererer også utvidelsen av universet, de involverte mekanismene ser ut til å være veldig forskjellige fra de som er involvert i inflasjonsteorien. Et område av interesse for kosmologer er måtene inflasjonsteori kan føre til innsikt i mørk energi, eller omvendt.