Inflation (kosmologi)

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök
CMB Timeline75.jpg

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[1].

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

Horisontproblemet[redigera | redigera wikitext]

Om man riktar ett mikrovågsteleskop åt två diametralt motsatta punkter på himlen mäter man temperaturen på bakgrundsstrålningen från dessa båda riktningar. Denna mikrovågsstrålning skapas några hundra tusen år efter big bang, så strålningen har varit på väg till oss i mer än tretton miljarder år. Detta betyder att strålningen från den ena punkten ännu inte har kommit fram till den andra punkten, eftersom den just passerar oss. Ändå är temperaturen i de båda punkterna praktiskt taget densamma, 2,7 K, med en avvikelse på bara några hundratusendels K, men hur kan detta komma sig när de båda delarna av kosmos aldrig har varit i kontakt med varandra, eftersom expanderar långsammare än ljuset utbreder sig genom universum. Inflationen löser detta problem genom att föreslå att universum under en kort period i början genomgick en exponentiell expansion, som är så stark att delar av universum som hade kontakt med varandra innan inflationen, tappade kontakten med varandra i och med att de kom för långt från varandra.

Universums flathet[redigera | redigera wikitext]

När man försökt mäta hur krökt universum är idag, så kommer man fram till att universum är så nära platt att densitetsparametern Ω0 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.[2] Men denna parameter ändras med universums expansion på ett sådant sätt att Ω0 vid tiden 1 s efter Big Bang i så fall bör ha legat i intervallet 1 ± 10-15, vilket indikerar att universum var synnerligen platt då, men många kosmologer känner obehag inför denna form av finstämning.

Inflationens försök till svar[redigera | redigera wikitext]

Inflationsteorin föreslogs 1981 av den amerikanske fysikern och kosmologen Alan Guth[3] (för en personlig beskrivning av inflationsmodellens utveckling se [4]). Guth hade upptäckt att vid den tidpunkt då temperaturen i universum sjönk så mycket att den storförenade teorin förutsäger att naturkrafterna delas upp i den starka kärnkraften och den elektrosvaga kraften, vilket är ett exempel på en fasövergång, så skulle universum tillfälligt kunna hamna i ett falskt vakuumtillstånd. Detta tillstånd är analogt med underkylt vatten. Strax under nollpunkten finns det två jämviktstillstånd för vatten, det vill säga två tillstånd i vilka vattnets energi är mindre än i närliggande tillstånd. Dessa tillstånd är flytande vatten och is, men isen har en lägre energi än det flytande vattnet, så att om det underkylda vattnet stör övergår det till is, och i samband med den fasövergången frigörs vattnets överskottsenergi. Guth upptäckte att universum kunde genomgå en liknande process ungefär 10-35 sekunder efter Big Bang beroende på hur den storförenade teorin såg ut. Det falska vakuumtillståndet har den egenskapen att gravitationen blir repellerande, vilket resulterar i en exponentiell expansion för universum. Den energin som sedan frigörs i samband med att universum lämnar det falska vakuumtillståndet ungefär 10-32 sekunder efter Big Bang, frigörs sedan som vanliga partiklar, kvarkar, leptoner och fotoner. Under den korta inflationsfasen kan universums storlek ha ökat så mycket som 1028 gånger.

Denna starka tillväxt tvingar universums krökning att bli så liten att densitetsparametern bör ligga inom 1/10 000 från värdet 1 idag, och att förutsäger att hela det universum som är observerbart idag var i kontakt innan inflationsfasen även om bara mindre delar har kontakt med varandra idag, vilket förklarar att bakgrundsstrålningen är så jämn som vi observerar.

Inflationen kan också förklara de storskaliga strukturerna i universum - galaxer, galaxhopar, superhopar - genom att förklara hur det kan uppstå små densitetsvariationer i det tidiga universum. Strängt taget finns det två sätt på vilka inflationen skapar densitetsvariationer. Dels kan inflationen blåsa upp småskaliga kvantvariationer i det pre-inflatoriska universumet till makroskopiska densitetsvariationer, och därtill så uppkommer det fluktuationer vid fasövergången då universum lämnar det falska vakuumtillståndet. Faktum är att dessa fluktuationer är så stora i Guths ursprungliga modell att den inte kan producera vårt universum.

Detta problem löstes följande år oberoende av varandra av Andrei Linde[5] och av Andreas Albrecht med Paul Steinhardt[6], genom att de antog en variant av en storförenad teori i vilken fasövergången från det falska vakuumet sker mjukare än i Guths ursprungliga inflationsmodell. Sedan dess har ett stort antal andra varianter av inflationsmodeller producerats, och man har också studerat andra fasövergångar än den från en storförenad teori till en uppdelning i stark kärnkraft och elektrosvag kraft. Under senare år har modeller som baseras på supersträngteori fått särskild uppmärksamhet (för en översikt se till exempel [7] eller för en populär beskrivning [8]).

Teoretisk beskrivning[redigera | redigera wikitext]

Rumtiden i ett expanderande universum beskrivs av Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkermetriken:

\mbox{d}s^2 = -c^2 \mbox{d}t^2 + a^2\left(t\right)\left[\frac{\mbox{d}r^2}{1-kr^2} + r^2\left(\mbox{d}\theta^2 + \sin^2 \theta \mbox{d}\phi^2\right)\right],

där a(t) är en skalfaktor, vilken beskriver universums expansion. Skalfaktorns utveckling med tiden beskrivs av Friedmanns ekvationer:

H^2 = \left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^2 = \frac{8 \pi G}{3}\rho + \frac{\Lambda}{3} - \frac{k}{a^2}
\frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4 \pi G}{3}\left(\rho + 3p\right) + \frac{\Lambda}{3}.

Låt oss bortse från den kosmologiska konstanten \Lambda. Tillståndsekvationen för det falska vakuumet är

p=w\rho_m c^2\,,

med det särskilda värdet på \! w= -1. Lösningen i detta fall har en konstant densitet \rho och skalfaktorn varierar som: 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}, och i just detta fall är konstant.


Observationer[redigera | redigera wikitext]

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.[9][10]

I mars 2014 meddelade ett amerikanskt forskarlag ett lyckat test av inflationsteorin genom att i mikrovågsbakgrundens polarisation leta efter signaler från de gravitationsvågor som genererades under big bang (för en populär beskrivning se [11]). Observationer med teleskopet BICEP2 vid sydpolen visade mönster i den polariserade strålningen vars egenskaper stämmer väl överens med det man väntar av gravitationsvågor som uppstod under inflationen.[12][13][14]

Noter och referenser[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ Michael Rowan-Robinson; Cosmology, 4:e uppl. (2003) ISBN 978-0198527473
  2. ^ D. N. Spergel; Bean, R.; Dore, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; et al. (June 2007). ”Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology”. ApJS 170 (2): sid. 337–408. doi:10.1086/513700. Bibcode2007ApJS..170..377S. 
  3. ^ A. H. Guth, The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems, Phys. Rev. D 23, 347 (1981).
  4. ^ Alan H. Guth, "The inflationary universe",Addison-Wesley (1997)
  5. ^ A. 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)
  6. ^ A. Albrecht & P. J. Steinhardt, Cosmology For Grand Unified Theories With Radiatively Induced Symmetry Breaking, Phys. Rev. Lett. 48, 1220 (1982)
  7. ^ C. P. Burgess, "Lectures on cosmic inflation and its potential stringy realization", 'Class. Quantum Grav.' "24", S795 (2007)
  8. ^ Cliff Burgess & Fernando Quevedo,"The great cosmic roller-coaster ride", Scientific American, November 2007, 28
  9. ^ Cern Courier: New WMAP results give support to inflation, 2006-05-03, Läst 2012-05-14.
  10. ^ The Astrophysical Journal Supplement Series, Five-year Wilkinson microwave anisotropy probe observations: cosmological interpretation 180:330–376, 2009-02, Läst 2012-05-15.
  11. ^ R. R. Caldwell & M. Kamionkowski, "Echoes from the big bang", Scientific American, January 2001, 28
  12. ^ Vågor visar universums första sekund”. Dagens nyheter. 17 mars 2014. http://www.dn.se/nyheter/vetenskap/vagor-visar-universums-forsta-sekund/. Läst 18 mars 2014. 
  13. ^ ”Spår av gravitationsvågor bekräftar universums ofattbara inflation”. Populär Astronomi. 17 mars 2014. http://www.popast.nu/2014/03/spar-av-gravitationsvagor-bekraftar-universums-ofattbara-inflation.html. Läst 18 mars 2014. 
  14. ^ ”BICEP2 I: Detection Of B-mode Polarization at Degree Angular Scales”. ArXiv.org. 17 mars 2014. http://arxiv.org/abs/1403.3985. Läst 18 mars 2014. 

Se även[redigera | redigera wikitext]