Stjernene og galaksene vi ser i dag, eksisterte ikke alltid, og jo lenger tilbake vi går, jo nærmere helt glatt blir universet, men det er en grense for glattheten det kunne ha oppnådd, ellers hadde vi ikke noe struktur i det hele tatt i dag. For å forklare det hele, trenger vi en modifisering av Big Bang: kosmologisk inflasjon. (NASA, ESA og A. Feild (STScI))

Hvorfor er ikke universet vårt perfekt glatt?

Hvis det var det, ville vi ikke være her. Men det er et vitenskapelig svar som er spektakulært bekreftet.

Når vi undersøker universet vårt og ser på planetene, stjerner, galakser og enorme kosmiske tomrom som skiller dem, er "glatt" ikke akkurat det første ordet som kommer til hjernen. Det enorme kosmiske nettet er noe av det kløppigste tenkelige i universet, med en planet som Jorden som er 1030 ganger tettere enn gjennomsnittet. Likevel var ikke universet alltid så klumpete, eller det ville ikke ha utviklet seg slik vi ser det i dag. Det måtte ha blitt født nesten perfekt glatt, der ufullkommenhetene bare var noen få deler i 100 000, eller det ville ikke ha tatt hundrevis av millioner av år å danne de første galaksene. Likevel var disse bittesmå ufullkommenhetene viktige, ellers hadde vi ikke dannet strukturen vi ser i dag i det hele tatt! Etter århundrer med ikke å forstå hvordan dette skjedde, ga en av kosmologiens mest kontroversielle teorier, inflasjon, svaret. Og nå som målingene våre har oppnådd enestående presisjon, sjekker spådommene spektakulært ut.

En visuell historie om det ekspanderende universet inkluderer den varme, tette tilstanden kjent som Big Bang og veksten og dannelsen av strukturen deretter. For å få den strukturen vi ser i dag, kunne imidlertid ikke universet blitt født perfekt glatt. (NASA / CXC / M. Weiss)

I følge den kosmiske inflasjonen var den varme Big Bang ikke begynnelsen på rom og tid, men var bare en varm, tett, raskt ekspanderende tidlig tilstand. Det var kosmisk inflasjon, en fase der universet ble dominert ikke av materie og stråling, men av energien iboende i rommet, som satte opp Big Bang. Denne inflasjonsfasen ble preget av en eksponentiell ekspansjon av rommet, der universet doblet seg, deretter firedoblet, deretter ble tilfeldig (etc.) i størrelse etter hvert som tiden gikk. Etter så lite som 10–33 sekunder ville et område på størrelse med en teoretisk streng fra strengteori blitt strukket til en skala større enn det observerbare universet er i dag. Med andre ord, kosmisk inflasjon tar det som eksisterte på forhånd og strakte den virkelig, virkelig og perfekt flat og glatt.

Inflasjon får plass til å ekspandere eksponentielt, noe som veldig raskt kan føre til at alt eksisterende buet eller ikke-jevnt rom vises flatt. Hvis universet i det hele tatt har noen krumning, har det en krumningsradius hundrevis av ganger større enn hva vi kan observere. (E. Siegel (L); Ned Wrights opplæring i kosmologi (R))

Dette synes ved første øyekast å utgjøre et enormt problem. Hvis inflasjonen strekker rommet til å være flatt, ensartet og glatt, skiller seg ut fra fullkommenhet, hvordan kom vi til et klumpete univers i dag? Både Newtons og Einsteins teorier om tyngdekraft er ustabile mot ufullkommenheter, noe som betyr at hvis du starter med et nesten-men-ikke-ganske perfekt glatt univers, over tid, vil ufullkommenhetene vokse og du vil ende opp med struktur. Men hvis du starter med perfekt glatthet, uten bokstavelig talt ingen ufullkommenheter, kommer du til å forbli jevn for alltid. Likevel kjemper dette ikke med universet vi i det hele tatt observerer; det måtte ha blitt født med ufullkommenheter i dens tetthet.

Et kart over det klumpende / klyngende mønsteret som galakser i vårt univers viser i dag. Kravet for å komme dit er innledende ufullkommenheter i materie / energitetthet. (Greg Bacon / STScI / NASA Goddard Space Flight Center)

Dette naive bildet av inflasjonen må derfor være ufullstendig. Det må være en måte å generere disse ufullkommenhetene, ellers ville ikke universet eksistere slik vi ser det. Men en viktig egenskap til universet, og av inflasjon, kommer til å redde på de mest spektakulære måtene. Du forstår, tomt rom i seg selv er ikke helt flatt og glatt på egen hånd, men viser på kvantitetssvingninger snarere på de minste skalaene.

Visualisering av en beregning av kvantefeltteori som viser virtuelle partikler i kvantevakuumet. Selv i tomt rom er denne vakuumenergien ikke-null. (Derek Leinweber)

Dette kan sees på mange måter: en iboende usikkerhet til selve romets energi; som vakuumsvingninger; eller som sett med partikkel-antipartikkelpar som dukker inn og ut av eksistensen. Men uansett hvordan du ser det, forblir en ting klar: Hvis du skulle tegne universets energitetthet og se på det i ekstremt små og granulære skalaer, ville du se at det ikke var ensartet og konstant i rommet eller tid, selv om du fjernet alt materiell og stråling fra det. Det er kvantumsvingninger som ligger i selve romets stoff.

En illustrasjon av det tidlige universet som bestående av kvanteskum, hvor kvantumsvingningene er store, varierte og viktige på den minste skalaen. (NASA / CXC / M.Weiss)

Normalt avbryter disse svingningene hverandre i gjennomsnitt, og slik at du bare ender opp med en liten nullpunktsenergi som er positiv i seg selv i rommet. Men under inflasjonen har ikke disse kvantumsvingningene mulighet til å gjennomsnittlig være ute, fordi rommet i seg selv utvider seg med denne eksponentielle hastigheten!

I stedet er det som skjer at disse svingningene blir strukket over hele universet, og ideen om en kvantumsvingning ikke lenger er begrenset til veldig liten skala. I tidsskalaer som bare er en liten brøkdel av et sekund lang, kan disse kvanteeffektene bli strukket til å være svingninger i energi på stellare, galaktiske eller til og med universomfattende skalaer!

Kvantumsvingningene som oppstår under inflasjonen blir riktignok strukket over hele universet, men de forårsaker også svingninger i den totale energitettheten, og etterlater oss en mengde romlig krumning som ikke er igjen i universet i dag. Disse feltfluktuasjonene forårsaker tetthetsmessige ufullkommenheter i det tidlige universet, som deretter fører til temperatursvingningene vi opplever i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen. (E. Siegel / Beyond the Galaxy)

Når inflasjonen fortsetter, oppstår nye kvantitetsskala-svingninger, noe som resulterer i ytterligere mindre skala-svingninger lagt over toppen av de større skalaene. Dette fortsetter og fortsetter, og skaper et mønster av svingninger, og tilfeldige regioner i alle størrelser som har overdense og tette energitetthet, så lenge inflasjonen pågår.

Deretter, etter en ubestemt tid, kommer inflasjonen til slutt. Og når dette skjer, blir all den energien iboende i rommet omdannet til materie, antimaterie og stråling. Når inflasjonen avsluttes, begynner den varme Big Bang, og universet blir fylt med ting.

Analogien til en ball som glir over en høy overflate er når inflasjonen vedvarer, mens strukturen smuldrer og frigjør energi representerer omdannelsen av energi til partikler. (E. Siegel)

Men i regionene som til å begynne med var overdreven til å begynne med med tanke på energi, på grunn av de kvante svingningene under inflasjonen, vil det komme et lite mer stoff, antimateriell og stråling enn gjennomsnittet på disse stedene. I regioner som var tette, vil det komme en del mindre enn gjennomsnittet materie, antimaterie og stråling der. Og dette spekteret over overdensiteter og underdensiteter bør resultere i stadig så litt kjøligere og varmere regioner, når det gjelder temperatur, i universet som et resultat.

Regioner med rom som er litt tettere enn gjennomsnittet, vil skape større gravitasjonspotensielle brønner å klatre ut av, noe som betyr at lyset fra disse regionene virker kaldere når det ankommer øynene. Omvendt vil underdense regioner se ut som hot spots, mens regioner med perfekt gjennomsnittlig tetthet vil ha perfekt gjennomsnittstemperaturer. (E. Siegel / Beyond The Galaxy)

Etter at universet har eksistert en liten stund, utvidet og avkjølt, kommer gravitasjonen til å fungere. Dette øker svingningene som eksisterte i hvilken retning de gikk bort fra gjennomsnittet. De litt varmere regionene, når de er tette, vil lettere gi fra seg saken til tettere regioner. De kaldere områdene, når de er overdense, vil fortrinnsvis tiltrekke seg materie mer effektivt enn regioner med under tett eller gjennomsnittstetthet.

Det er en intrikat balanse mellom gravitasjon, som fungerer for å tiltrekke alt i henhold til logikken ovenfor, og stråling, som presser tilbake mot regioner som blir for tette for raskt. Det er dette samspillet av krefter, mellom gravitasjon, stråling og de innledende svingningene fra inflasjon, som gir opphav til ujevnheter, vingler og ufullkommenheter som vi ser i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen.

Svingningene i CMB er basert på uregelmessige svingninger produsert av inflasjon. Spesielt har den

De innledende svingningene må i gjennomsnitt ha hatt en gjennomsnittsverdi på 1-del-i-30 000 eller så, og det er slik vi kommer frem til svingningene vi observerer i Big Bangs resterende glød. Disse svingningene vokser deretter, etter at universet blir nøytralt og strålingen slutter å spre seg av elektroner, for å produsere den store strukturen vi ser i universet i dag. Over tid fører dette til gravitasjonsvekst til stjerner, galakser, klynger og de store kosmiske hulrommene som skiller dem.

Et detaljert blikk på universet avslører at det er laget av materie og ikke antimaterie, at mørk materie og mørk energi er nødvendig, og at vi ikke vet opprinnelsen til noen av disse mysteriene. Imidlertid peker svingningene i CMB, dannelsen og korrelasjonene mellom storskala struktur og moderne observasjoner av gravitasjonslinser mot det samme bildet, som stammer fra kosmisk inflasjon. (Chris Blake og Sam Moorfield)

Hvis universet ble født perfekt glatt, ville det ikke være noen måte å få den detaljerte strukturen, både på store skalaer og små, som vi har i dag. Våre observasjoner krever at det på en eller annen måte eksisterer svingninger i samme størrelsesorden på alle skalaer, og at universet måtte fødes på denne måten. Da inflasjonen først ble teoretisert på slutten av 1970-tallet og begynnelsen av 1980-tallet, var det ingen måte å vite hvordan disse svingningene ville vise seg; dette var en spådom om at inflasjonen gjorde at ikke ville bli bekreftet på flere tiår! Likevel er bekreftelsen her spektakulær, ettersom ingen annen teori har en måte å generere disse svingningene på, og observasjonene samsvarte med hva inflasjonen spådde på perfekt, uomtvistelig måte, da satellitter som COBE, WMAP og sist, Planck, returnerte sine data.

Kvantumsvingningene som oppstår under inflasjonen blir strukket over hele universet, og når inflasjonen slutter, blir de tetthetssvingninger. Dette fører over tid til den storskala strukturen i universet i dag, samt svingningene i temperatur observert i CMB. (E. Siegel, med bilder hentet fra ESA / Planck og DoE / NASA / NSF interagency taskforce på CMB-forskning)

Resultatet er en historie så overbevisende og i samsvar med dataene at det praktisk talt ikke er noe alternativ. Inflasjon er ikke bare det som skjedde for å sette opp Big Bang eller løse en rekke problemer som vi visste på forhånd; den kom med kvantitative forutsigelser om hva vi kunne forvente å eksistere i universet, fra tidlige tider til moderne, og observasjoner har bekreftet det. Inflasjon, og dens kvante natur, er grunnen til at universet ikke er perfekt glatt i dag, og det er veldig bra. Uten det hadde det aldri vært mulig for oss å eksistere.

Starts With A Bang er nå på Forbes, og utgis på Medium takket være Patreon-supporterne. Ethan har forfatter to bøker, Beyond The Galaxy, og Treknology: The Science of Star Trek fra Tricorders til Warp Drive.