Inflation (kosmologi)

Inflation är ett begrepp som används inom kosmologi som hypotetisk förklaring hur det kan komma sig att universum ser ut att vara så likformigt i alla riktningar. Detta har en ren Big Bang-modell annars svårt att förklara. Inflationshypotesen skulle även förklara varför universum är så platt som det förefaller.

Principen är att universum under någon bråkdels sekund nästan direkt efter Big Bang expanderade extremt fort - storleken beräknas ha ökat ungefär 10²⁸ gånger.

Horisontproblemet

Man kan visa, att om universum efter Big Bang har expanderat på det vis som dagens kunskap om astrofysik 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. Bakgrundsstrålningen som kommer från dessa två galaxer är dock precis lika intensiv - skillnaden är inte mer än ungefär en del på 100 000. Detta kan knappast vara ett tillfällighet. Alltså "måste" dessa två områden av rymden en gång ha legat tillräckligt nära varandra, för att informationsutbyte ska ha kunnat ske. Inflation är en hypotes om hur detta skulle ha kunnat inträffa.

Universums flathet

När man försökt mäta hur krökt universum är idag, så kommer man fram till en densitetsparameter Ω₀ som är lika med 1 +/- 0,01, baserat på data från Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (som mäter bakgrundsstrålningen) tillsammans med Sloan Digital Sky Survey och avlägsna supernovor. Densiteten 1 betyder krökningen 0, det vill säga ett platt universum där expansionshastigheten är precis tillräckligt stor för att uppväga gravitationens sammandragande krafter. Men denna parameter ändras med universums expansion på ett förutsägbart sätt och det går 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 då. Hur kan detta ha kommit sig?

Inflationens försök till svar

Inflationsteorin föreslogs 1981 av den amerikanske fysikern och kosmologen Alan Guth, som ursprungligen förklarade den med en fasövergång i universum. Teorin fick sin moderna utformning helt oberoende följande år av Andrei Linde och av Andreas Albrecht med Paul Steinhardt.

Principen är likadan som när underkylt vatten fryser - vattnet håller en temperatur ganska långt under 0 °C; (vilket det kan göra under särskilda omständigheter), men när det väl börjar frysa, så frigörs energi som värmer upp både vatten och is. Guths idé var att universum genomgick en liknande process ungefär 10^-35 sekunder efter Big Bang, då temperaturen bör ha varit tillräckligt hög för att det ska vara tillfället då de starka och svaga kärnkrafterna ska ha delats upp i två olika krafter. Energin som frigjordes i samband med detta, ska ha kunnat få allt att formligen explodera i en exponentiell tillväxt, som bara varade några mycket korta ögonblick (vi talar fortfarande små bråkdelar av en sekund), men under vilken tid universum storlek kan ha ökat så mycket som 10²⁸ gånger.

Denna starka tillväxt bör ha kunnat förklara både flatheten (en noggrannare räkning ger att inflationsteorin förutsäger att densitetsparametern i verkligheten bör ligga inom 1/10 000 från värdet 1 idag) 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 förklara de storskaliga strukturerna i universum - galaxer, galaxhopar, superhopar - genom att beskriva dem som uppblåsta kvantvariationer i det pre-inflatoriska universumet.

Teoretisk beskrivning

Rumtiden beskrivs av en metrik, som utgående från den perfekta kosmologiska principen får samma form som ett så kallat de Sitter-universum med ett konstant värde på den så kallade Hubbleparametern. I en sådan modell med en de Sittersk inflationsdrivande expansion av universum, är dess energitäthet och tryck relaterade genom tillståndsekvationen

$p=w\rho_m c^2\,$,

med det särskilda värdet på $\! w= -1$. Detta alstrar en exponentiell tillväxt av universums geometriska radie med en skalfaktor på formen:

$a(t) =a_0 e^{Ht}\,$.

Där H är hubbleparametern, vilken då kan skrivas som förhållandet mellan skalfaktorns tidsmässiga variation och dess momentana värde, dvs

$H=\frac{\dot a}{a}$

Observationer

Observationerna från WMAP överensstämmer med att en inflation har skett. Det finns ett flertal olika inflationshypoteser som ger olika förutsägelser om detaljerna i hur inflationen skedde, och observationerna kan nu urskilja vilka hypoteser som är mindre troliga. De enklaste hypoteserna förefaller tillräckliga för att förklara observationerna.

Noter och referenser

• L. Bergström & A. Goobar; Cosmology and Particle Astrophysics, 2:a uppl, sid. 61, Springer (2004). ISBN 3-540-43128-4

Se även

• Konform tid
• Mörk energi