Inflation (kosmologi)

Inflation är ett begrepp som används inom kosmologi bland annat för att förklara hur det kan komma sig att universum ser ut att vara så likformigt i alla riktningar, vilket i Big Bang-modellen annars är synnerligen svårförklarat. Även verkar det kunna ge en indikation på varför universum är så platt som det ärMichael Rowan-Robinson: Cosmology, 3:rd ed. (1996) ISBN 0-19-851884-6 .

Principen är att universum under nÃ¥gon brÃ¥kdels sekund nästan direkt efter smällen expanderade extremt fort - storleken beräknas ha ökat ungefär 10²⁸ gÃ¥nger.

Horisontproblemet

Man kan visa, att om universum efter Big Bang har expanderat på det vis som dagens fysikaliska kunskap anger, så kan vi se galaxer på himlen som ligger alltför långt bort från varandra för att de någonsin ska ha kunnat befinna sig inom synhåll från varandra. (Om universum, vilket det verkar vara, är 15 miljarder år gammalt, så kan ingen information ha passerat en längre sträcka än 15 miljarder ljusår. Om vi nu hittar galaxer som ligger 10 miljarder ljusår bort åt vardera hållet, så är avståndet däremellan 20 miljarder ljusår..). Men bakgrundsstrålningen som kommer från dessa två galaxer är precis lika intensiv - skillnaden är inte mer än ungefär en del på 100 000. Detta kan knappast vara ett sammanträffande, alltså 'måste' dessa två områden av rymden en gång ha legat tillräckligt nära varandra för att informationsutbyte ska ha kunnat ske. Inflationen ger en förklaring till hur detta har kunnat ske.

Universums flathet

När man försökt beräkna hur krökt universum är idag, sÃ¥ kommer man fram till en densitetsparameter Ω₀ pÃ¥ mellan 0,03 och 2, där densiteten 1 betyder krökningen 0, d.v.s. ett platt universum där expansionshastigheten är precis tillräckligt stor för att uppväga gravitationens sammandragande krafter. Men denna parameter ändras med universums expansion pÃ¥ ett förutsägbart sätt och det gÃ¥r att räkna ut att Ω₀ vid tiden 1 s efter Big Bang bör legat i intervallet 1 ± 10^-15, vilket indikerar att universum var synnerligen platt dÃ¥. Hur kan detta ha kommit sig?

Inflationens försök till svar

Inflationsteorin föreslogs 1981 av den amerikannske fysiker och kosmologen Alan GuthA. H. Guth, The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems, Phys. Rev. D 23, 347 (1981)., som ursprungligen förklarade den med en fasövergång i universum. Teorin fick sin moderna utformning helt oberoende följande år av Andrei LindeA. Linde, A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution Of The Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy And Primordial Monopole Problems, 'Phys. Lett. B 108, 389 (1982) och av Andreas Albrecht med Paul SteinhardtA. Albrecht & P. J. Steinhardt, Cosmology For Grand Unified Theories With Radiatively Induced Symmetry Breaking, Phys. Rev. Lett. 48, 1220 (1982).

Principen är likadan som när underkylt vatten fryser - vattnet hÃ¥ller en temperatur ganska lÃ¥ngt under 0° (vilket det kan göra under särskilda omständigheter), men när det väl börjar frysa, sÃ¥ frigörs energi som värmer upp bÃ¥de vatten och is. Guths ide var att universum genomgick en liknande process ungefär 10^-35 sekunder efter Big Bang, dÃ¥ temperaturen bör ha varit tillräckligt hög för att det ska vara tillfället dÃ¥ de starka och svaga kärnkrafterna ska ha delats upp i tvÃ¥ olika krafter. Energin som frigjordes i samband med detta ska ha kunnat fÃ¥ allt att formligen explodera i en exponentiell tillväxt, som bara varade nÃ¥gra mycket korta ögonblick (vi talar fortfarande smÃ¥ brÃ¥kdelar av en sekund), men under vilken tid universum storlek kan ha ökat sÃ¥ mycket som 10²⁸ gÃ¥nger. Rumtiden beskrivs av en metrik som utgÃ¥ende frÃ¥n den perfekta kosmologiska principen fÃ¥r samma form som ett sÃ¥ kallat de Sitter-universum med ett konstant värde pÃ¥ den sÃ¥ kallade Hubbleparametern.

Denna starka tillväxt bör ha kunnat förklara både flatheten (en noggrannare räkning ger att inflationsteorin förutsäger att densitetsparametern idag då i verkligheten bör ligga inom 1/10 000 från värdet 1) och att delar av universum som idag ligger alltför långt ifrån varandra verkligen en gång, låg tillräckligt nära varandra för att ha kunnat påverka varandra, och därmed orsaka att bakgrundsstrålningen är så jämn som vi observerar.

Dessutom verkar inflationen kunna beskriva de mer storskaliga företeelserna i universum - galaxer, galaxhoparar, superhop - genom att beskriva dem som uppblåsta kvantvariationer i det pre-inflatoriska universumet.

Referenser