For et århundrede siden, kæmpede astronomerne med blot at forstå universets størrelse. I dag har forskerne en omfattende teori, der knytter mange af de forskellige faktorer om naturen sammen: lysets hastighed, tyngdekraftens egenskaber, galaksernes bevægelser, og endog de atomer der udgør planeter og lov. Teorien om Big Bang er overbevisende. Alligevel, har forbedrede observationer af den kosmiske baggrundsstråling, og målinger af universets ekspansion afsløret en række gåder. For at imødegå disse observationer, har kosmologer været nødt til at overveje nogle bemærkelsesværdige ideer om, hvordan universet blev udvidet, da det var meget ungt.
Universet er alt for fladt
Den første gåde som astronomerne havde med at gøre, er den observation, at universet er så tæt på at være helt fladt, at det er usandsynligt at det er sket ved en tilfældighed. For at se hvorfor dette er et problem, forestil dig er univers, hvor ΩΛ = 0 (dette er en rimelig tilnærmelse for de meget tidlige tider i et ungt univers. Når et univers er meget ungt, er det også meget tæt og Ωmasse er det eneste der betyder noget). Som dette univers ekspanderer ud af sin egen version af Big Bang, falder dets tæthed. På samme tid, fordi dette univers ekspanderer langsommere, falder den kritiske densitet, som er nødvendig for i sidste ende at standse ekspansionen, også. Hvis Ωmasse er nøjagtig 1, følges nedgangen i den faktiske tæthed og den kritiske densitet: forholdet mellem de to, Ωmasse, forbliver 1 hele tiden, som vist af den grønne kurve i midten af figur 21.9. Et univers der starter som perfekt fladt, forbliver perfekt fladt.
Et univers, der ikke starter helt fladt, har en meget anden skæbne. Hvis et univers, startede med Ωmasse selv lidt større end 1, ville ekspansionen bremses hurtigere end for det flade univers, hvilket betyder at mindre og mindre tæthed ville være nødvendig for at stoppe ekspansionen. Samtidig falder den faktiske tæthed langsommere, end i det flade univers. Denne forskel mellem den faktiske tæthed af universet og den kritiske densitet vil stige, hvilket forårsager forholdet til Ωmasse stiger kraftigt. Denne tilstand er illustreret ved de blå kurver, der stiger mod toppen af figur 21.9. Et univers, der starter kun lidt lukket, bliver tydeligvis lukket og vil kollapse længe før nogle stjerner kunne nå at blive dannet.
Omvendt, hvis et univers startede med en Ωmasse selv en lille smule mindre end 1, ville ekspansionen bremses langsommere end i et fladt univers. Som tiden går, ville der kræves mere og mere masse, for at tyngdekraften ville kunne stoppe det alt for hurtigt ekspanderende univers. Samtidig ville den faktiske tæthed i universet, falde hurtigere end i et fladt univers. I dette tilfælde ville Ωmasse (svarende til forholdet mellem den faktiske tæthed og den kritiske densitet) styrtdykke, hvilket ville føre til de røde kurver, der dykker ned mod bunden af figur 21.9.
Tilføjelse af ΩΛ til billedet, gør matematikken lidt mere kompleks, men det ændrer ikke på de grundlæggende resultater. Prøv at balancere et barberblad på dets kant. Hvis bladet tipper bare en lille smule til den ene eller anden side, vælter det hurtigt i den retning. Det ser ud til, at et univers skal være åbenbart åbent, eller åbenbart lukket – analogt med barberbladet. I stedet for, har universet Ωmasse + ΩΛ så tæt på 1, at det ville være svært at forudsige, hvilken vej barberbladet ville vælte. At opdage, at Ωmasse + ΩΛ er ekstremt tæt på 1 efter mere end 13 milliarder år, svarer til at balancere barberbladet på kanten og så komme tilbage ti år senere og opdage, at barberbladet stadig balancerer.
For at den nutidige værdi af Ωmasse + ΩΛ kan være så tæt på 1 som den er, kan Ωmasse + ΩΛ ikke have ændret sig fra 1 med mere end en hundredtusindedel da universet var 2.000 år gammelt. Da universet var 1 sekund gammelt, ikke mere end en 10-milliontedele. I kosmologi, kaldes dette for fladhedsproblemet, fordi det er et for specielt problem, til at kunne skyldes en tilfældighed. Noget i det tidlige univers, må have tvunget Ωmasse + ΩΛ til at have en værdi utrolig tæt på 1.
Den kosmiske baggrundsstråling er alt for glat
Det andet problem som de kosmologiske modeller står over for, er, at den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling (KMB – se kapitel 18) er overraskende glat. Efter opdagelsen af KMB i 1960’erne, vendte mange observerende kosmologer deres opmærksomhed mod, at kortlægge denne baggrundsglød. I første omgang resultat efter resultat, at KMB’ens temperatur er bemærkelsesværdig konstant, uanset hvor man ser hen på himlen. Alligevel, blev denne stærke bekræftelse af Big Bang kosmologien, i stedet til en gåde som udfordrede kosmologernes syn på det tidlige univers. Når Jordens bevægelse i forhold til KMB’en bliver fjernet fra billedet, er KMB’en ikke bare glat – den er for glat.
Det tidlige univers var underlagt det kvantemekaniske usikkerhedsprincip. I kapitel 4 så vi på kvantemekanikkens bizarre verden, der former verdenen for atomer, lys og elementarpartikler. Da universet var meget ungt, var det så lille, at kvantemekaniske effekter spillede en rolle i udformningen af universets struktur som helhed. Usikkerhedsprincippet siger, at når et system studeres på ekstremt små skalaer, bliver systemets egenskaber mindre og mindre veldefinerede. Dette princip gælder for egenskaberne af en elektron i kredsløb om et atom, eller for hele universet på det tidspunkt, hvor det ville passe ind i størrelsen af et atom.
Forestil dig en simpel analogi for, hvordan usikkerhedsprincippet gælder for universet. Forestil dig at du sidder på stranden og kigger ud over havet. Fjernt i horisonten, ser du mere af havet, og et gennemsnit over en større skala; derfor forekommer overfladen af havet, at være flad og glat. Horisonten ligner næsten en geometrisk ret linje. Men den tilsyneladende glathed af havet, skjuler den tumultiske struktur, som er til stede ved mindre skalaer, hvor bølger og krusninger varierer drastisk fra sted til sted. På samme måde siger kvantemekanikken, at forhold ved mindre og mindre skalaer, skal variere på uforudsigelige måder. Specielt siger kvantemekanikken, at jo mindre universet er – det vil sige jo tidligere i universets historie – desto mere dramatiske er disse udsving. Da universet var ungt, kunne det ikke have været glat. Der skal have være dramatiske variationer (”bølger”) i universets tæthed og temperatur fra sted til sted.
Hvis universet ekspanderede langsomt, ville disse krusninger have udglattet sig. Men universet ekspanderede alt for hurtigt til, at en sådan udjævning ville have kunnet lade sig gøre. Forskellige dele af universet, ville ikke have kunnet ”kommunikere” hurtigt nok med hinanden. Der var ikke nok tid efter Big Bang til, at et udjævningssignal kunne rejse fra en region til en anden. Når kosmologer ser på universet i dag, bør de se fingeraftryk fra de tidlige krusninger præge den kosmiske baggrundsstråling – men det gør de ikke. At KMB er så glat, kaldes for horisontproblemet i kosmologien. Horisontproblemet siger, at forskellige dele af universet, er for meget som andre dele af universet, der burde have været ”på den anden side af horisonten”, og dermed uden for rækkevidden af nogle af de signaler, der kunne have udjævnet de tidlige kvantesvingninger. Grundlæggende er horisontproblemet dette: Hvordan kan forskellige dele af universet, som gennemgik forskellige udsving og aldrig kunne kommunikere med hinanden, stadig vise den samme temperatur i den kosmiske baggrundsstråling, med en nøjagtighed helt ned til en hundredtusindedel?
Inflation løser problemerne
I begyndelsen af 1980’erne, fremkom fysikeren Alan Guth (1947- ) med en løsning på kosmologiens glathed og horisont. Guth foreslog, at det unge univers ekspanderede med en hastighed langt over lysets hastighed, men kun i meget kort tid. Denne hurtige ekspansion, kaldes inflation. I de første 10-33 sekunder af universets levetid, steg universets skaleringsfaktor, RU, med en faktor på mindst 1030 og måske meget mere. I det uforståelige korte øjeblik, voksede størrelsen af det observerbare univers fra ti trilliontedele af størrelsen på et atoms kerne, til en region på omkring 3 meter i diameter. Det svarer til at et meget fint sandkorn, voksede til størrelsen på hele nutidens univers – og det på mindre end en milliardte del af den tid det tager lys at passere kernen i et atom. Under inflationen, ekspanderede rummet sig så hurtigt, at afstanden mellem punkter i rummet, steg hurtigere end lysets hastighed. Inflationen overtræder ikke reglen om, at intet kan bevæge sig gennem rummet hurtigere end lysets hastighed, fordi selve rummet voksede.
For at forstå, hvordan inflationen løser kosmologiens gladheds- og horisontproblemer, så forestil dig at du er en myre, der lever i det todimensionelle univers, der er defineret af overfladen på en golfbold (se figur 21.10). Dit univers ville have to meget tydelige egenskaber: for det første, ville det naturligvis være buet. Hvis du skulle og rundt om omkredsen af en cirkel i dit todimensionelle univers og derefter måle cirklens radius, ville du finde at omkredsen var mindre end 2π∙r. Hvis du skulle tegne en trekant i dit univers, ville summen af dens vinkler være større end 180º. Det andet oplagte karakteristika, ville være fordybningerne, cirka en halv millimeter dybe, på overfladen af golfbolden.
Forestil dig nu, at goldbolden pludselig voksede til Jordens størrelse. For det første ville universets krumning ikke længere være tydelig. En myre der går langs Jordens overflade, ville det være næsten umuligt ikke at sige at Jorden er flad. Omkredsen af en cirkel ville være 2π∙r, og der ville være 180º i en trekant. Det tog faktisk det meste af menneskets historie at indse, at Jorden er en kugle. I tilfældet med inflationskosmologi, ville universet efter inflationen, være ekstremt fladt (det vil sige at have Ωmasse + ΩΛ over ordentligt tæt på 1), uanset hvilken geometri universet havde før inflationen. Fordi universet blev oppustet med en faktor på mindst 1030, skal Ωmasse + ΩΛ umiddelbart efter inflationen have været tæt på 1 inden for en 1060-del, hvilket er fladt nok til, at Ωmasse + ΩΛ forbliver tæt på 1 den dag i dag. Dagens univers, er ikke fladt ved en tilfældighed. Det er fladt, fordi ethvert univers som gennemgik en inflation, ville blive fladt.
Hvad med horisontproblemet? Når golfbolduniverset blæses op til Jordens størrelse, strækkes de fordybninger der dækkede golfboldens overflade også. I stedet for at være en halv millimeter dybe og et par millimeter i diameter, er disse fordybninger kun et atom dybt, med hundredvis af kilometer i diameter. Myren ville næppe kunne opdage nogle fordybninger overhovedet. Med hensyn til det virkelige univers, tog inflationen de store udsving i forhold forårsaget af kvanteusikkerhed i det præinflationære univers, og strakte dem så meget ud, at de ikke kan måles i dagens postinflationære lokale univers. De små uregelmæssigheder der observeres i KMB’en (se figur 18.18c), er de svage aftryk af kvantesvingninger der opstod, mens universet gennemgik inflation.
En tidlig ære med inflation i universets historie, giver mulighed for at løse glatheds- og horisontproblemerne, men det ser ud til at være ganske bemærkelsesværdigt, at universet skal gennemgå en periode, hvor det ekspanderer med en så høj hastighed. Årsagen til inflation, ligger i den grundlæggende fysik, der styrede stoffets og energiens opførsel i universets tidligste øjeblikke.