CO1 - Universums expansion
Jag inleder min serie med Cosmology. Kursens upplägg är ungefär följande (subject to change):
1) Universums expansion
2) Statistisk fysik och termodynamik
3) Stjärnors livscykel
4) Materians historia
5) Universums storskaliga struktur
Jag har tänkt behandla en punkt per inlägg. Vissa punkter kanske inte behandlas alls.
Jag har givit upp min plan att placera det intressantaste först och återgår till att fetmarkera det jag tror att även den ointresserade läsaren kan finna intressant. Just detta inlägg blev extremt långt, eftersom det fanns en massa "enkel" matematik som jag valde att ta med i hopp om att några läsare förstår. Jag lovar att framtida inlägg kommer handla om mindre intressanta saker, så att jag inte skriver lika mycket om det.
Jag har valt att skriva de flesta ekvationer i html istället för att använda Google API:s LaTeX-funktion, främst för att få rätt storlek (och för att det är jättejobbigt att länka till google manuellt).
Lämna gärna feedback, positiv eller negativ, anonymt eller inte, genom en kommentar eller genom övriga medium. Även kommentarer såsom "tl;dr" accepteras.
Disclaimer: Allt jag säger kan vara fel. Lita inte på det. De svenska termerna har jag hittat på helt själv. Lite inte på dem. Jag har inte orkat länka till något; det bästa sättet att hitta mer information om något är att översätta termen tillbaks till engelska och googla på det.
Here we go:
Hubble-expansionen
Ett grundläggande postulat i kosmologi är att universum på stora skalor (över 300 miljoner ljusår) ser likadant ut överallt (homogenitet) och i alla riktningar (isotropi). Vi behandlar alltså universum som en fluid (vätska/gas) med samma densitet överallt (idag omkring 10^-30 g/cm3), och bortser från att massan i universum egentligen finns samlad i galaxer.
Det går att visa (men jag kan inte) att den enda förändring som respekterar det grundläggande postulatet är en homogen expansion (eller kontraktion). En klassisk visualisering av denna expansion är att vi är som myror på en ballong som blåses upp: Alla rör sig bort från varandra, och var man än befinner sig ser det ut som att man själv är centrum för expansionen.
Expansionen beskrivs med Hubbles lag v = Hr, som säger att avlägsna objekt förflyttar sig bort från oss med en hastighet som är proportionell mot deras avstånd från oss - ju längre bort desto snabbare förflyttar de sig. Proportionalitetskonstanten H är Hubbles konstant och kan förändras med tiden.
Notera att Hubbles lag säger att galaxer som är tillräckligt långt bort från oss avlägsnar sig snabbare än ljuset. Detta bryter dock inte mot relativitetsteorins lag att inget kan färdas snabbare än ljuset, eftersom den bara gäller lokalt.
Skalfaktorn
Skalfaktorn a(t) anger hur mycket större eller mindre (avstånden i) universum är jämfört med exempelvis idag.
Att skalfaktorn "existerar" kan "visas" utifrån Hubbles lag: Definiera a(t) som lösning till differentialekvationen ȧ(t)/a(t) = H(t) (där överprick betyder tidsderivata). Givet en galax med position r(t) relativt oss kan vi definiera dess komobila [comoving] position x(t) utifrån r(t) = a(t)x(t). Hubbles lag ṙ(t) = H(t)r(t) ger då efter insättning av uttrycken för H(t) och r(t) att ẋ(t) = 0, dvs x(t) är konstant. Därmed följer att avståndet r(t) = a(t)x är proportionellt mot skalfaktorn a(t), QED.
Att universum expanderar, dvs skalfaktorn ökar, observeras bland annat som en dopplerrödförskjutning av ljus. Under tiden fotonerna färdas till oss sträcks deras våglängd ut, enligt formeln λo/λe = a(to)/a(te) där indexen o och e står för observed och emitted. Exempelvis utsändes den kosmiska bakgrundsstrålningen när universum var omkring 380 000 år gammalt och universum var en tusendel så stort som nu, så nu har strålningens våglängd sträckts med en faktor tusen.
Universums densitet
Kom ihåg att relativitetsteorin säger att massa och energi är samma sak (jämför E=mc2, där c förstås är ljusets hastighet). Massan/energin i universum utgörs av flera olika typer av materia, som beter sig olika när rymden utvidgas:
* Vanlig materia blir utspädd precis som väntat, densiteten är omvänt proportionell mot volymen: ρm ∝ a-3.
* Strålning rödförskjuts när universum utvidgar sig, så den förlorar energi (=massa) med en faktor a-1, utöver utspädningen: ρr ∝ a-4.
* Vakuumenergi, a.k.a. kosmologiska konstanten Λ (Lambda), är en mystisk sak som inte blir utspädd alls, ρΛ = Λ c^2/(8πG). (Den obligatoriska anekdot man måste berätta när man tar upp kosmologiska kontanten är att Einstein ursprungligen införde den i sina beräkningar för att de annars skulle förutspå ett expanderande universum, och han trodde att universum var statiskt. När det senare visade sig att universum expanderade sade Einstein att införandet av konstanten var hans livs största misstag. Nu har man återinfört konstanten, men med motsatt tecken - så att vakuumenergin påskyndar universums expansion istället för att bromsa den. De flesta som har berättat denna anekdot för mig har dragit slutatsen att Eisteins största misstag var att kalla kosmologiska konstanten för sitt största misstag, men jag tycker att det inte alls var ett misstag att kalla den ett misstag, eftersom den moderna kosmologiska konstanten inte alls är vad Einstein hade tänkt sig.)
Den totala densiteten ρ i universum är summan av dessa densiteter. Eftersom de är proportionella mot olika potenser av skalfaktorn a turas de om att dominera densiteten i universum: För små a har vi ett strålningsdominerat universum, ρ ≈ ρr. Sedan tar materian vid, ρ ≈ ρm. Slutligen får vi ett Lambda-dominerat universum, ρ ≈ ρΛ, och det är där vi tror att vi är idag. Mer om de olika epokerna senare i detta inlägg.
Krafterna bakom expansionen
I grund och botten beter sig universum som en sten som kastas uppåt. När stenen färdas uppåt omvandlas dess rörelseenergi till lägesenergi, men den totala energin E = mv2/2 - GMm/r är konstant. (Jag använder uttrycket -GMm/r för lägesenergi där M är jordens massa och r är avståndet från jordens mittpunkt. Taylorutvecklar man nära jordytan får man -GMm/(R + h) ≈ -GMm/R + GMmh/R2 = konstant + mgh som torde vara mer bekant.)
Samma analys kan genomföras på en klump materia i universum som färdas bort från oss. Enda skillnaden är att M då inte är jordens massa, utan massan på den sfär runt oss på vars yta klumpen av intresse ligger - det går att visa att all massa innanför sfären bidrar till att dra tillbaks klumpen, medan gravitationskraften från massan utanför tar ut sig själv "eftersom" den kommer från olika håll. Vi har alltså M = 4πr3ρ/3 där ρ är universums densitet.
Efter lite algebra får vi E = mx2/2·(ȧ2 - 8πGa2ρ/3), så innehållet i parentesen är konstant, säg kc2. Ur detta följer Friedmann-ekvationen:
Notera att ekvationen härleddes utifrån studium av en specific klump massa, men eftersom den bara omfattar globala kvantiteter gäller den för hela universum.
Universums öde
Konstanten k i Friedmann-ekvationen motsvarar stenens totala energi i sten-liknelsen. Om den är positiv (öppet universum, motsvarande att stenen har tillräckligt mycket fart för att lämna jorden) kommer universum att expandera för alltid, men om den är negativ (slutet universum, stenen har inte tillräckligt mycket fart) kommer gravitationen vinna och dra ihop universum igen.
Gränsen mellan de två fallen, k = 0 (platt universum), definierar en kritisk densitet ρc = 3ȧ2/(8πG). Densitetsparametern Ω = ρ/ρc är förhållandet mellan den faktiska densiteten och den kritiska. Mätningar idag har visat att Ω ligger väldigt nära 1, dvs nära gränsen mellan evig expansion och återkollaps, vilket också krävs för att universum ska expandera tillräckligt långsamt att gravitationen hinner dra samman materian till galaxer, men ändå existera tillräckligt länge att liv hinner uppstå.
Friedmann-ekvationen ger att Ω - 1 = kc2/ȧ2. Detta innebär att universum blir plattare ju snabbare det expanderar. Eftersom universum expanderar mycket långsammare nu än vid dess födelse (se nedan), måste universum ha varit extremt platt när det föddes. Detta "problem" kallas "the flatness problem".
Universums olika faser
Eftersom k är väldigt litet kan vi sätta det till 0 och därmed stryka dess term ur Friedmann-ekvationen för denna diskussion.
Under den materie- eller strålningsdominerade eran var densiteten proportionell mot aβ där β = -4 för strålning och β = -3 för materia. Friedmann-ekvationen ger då ȧ ∝ a1 + β/2. Denna differentialekvation kan lösas genom variabelseparation vilket ger a ∝ t-2/β (för ett lämpligt val av tidpunkt att starta räkningen ifrån).
Universum utvidgade sig alltså som tα, där α var 1/2 (strålning) och 2/3 (materia). Hubble-konstanten var H(t) = αt. Utvidgningshastigheten var ȧ = αtα-1 vilket minskar med tiden, dvs universum decelererade. Om man följer detta bakåt i tiden innebär det att skalfaktorn a måste ha varit lika med 0 - universum var koncentrerat i en enda punkt, och föddes sedan i ett big bang. Specifikt måste universums ålder i ett decelererande universum vara mindre än Hubble-tiden H-1.
Under den Lambda-dominerade eran (som pågår nu) ger Friedmann-ekvationen ȧ ∝ a, vilket har en exponentiell lösning a ∝ eHt. Universum utvidgar sig alltså exponentiellt idag, vilket bland annat innebär att utvidgningen accelererar.
Wie weit ist es bis zum Horizont?
I universum finns det två horisonter av intresse, som kommer av att ingen information kan färdas snabbare än ljuset.
Den mindre intressanta horisonten är händelsehorisonten, den gräns i rymden bortom vilken information utskickad idag aldrig kommer att kunna nå oss på grund av universums expansion. Avståndet till händelsehorisonten är alltså d = a(t0) ∫t0∞c/a(t) dt, där t0 är dagens tid.
I ett materie- eller strålningsdominerat universum finns ingen händelsehorisont - ljuset kommer att hinna ifatt allt. Men i ett Lambda-dominerat universum (som vi har idag) är avståndet till händelsehorisonten lika med Hubble-avståndet cH-1. Idag är avståndet till händelsehorisonten 16 miljarder ljusår.
Den kosmologiska horisonten är gränsen för det observerbara universum - de områden i universum som ligger så nära att ljus har haft tid att färdas från dem till oss. Avståndet till horisonten är alltså d = a(t0) ∫t0c/a(t) dt. Idag är detta avstånd 46-47 miljarder ljusår. Som jämförelse är universum bara omkring 14 miljarder år gammalt, men detta är inget problem eftersom det vi ser är hur föremålen vid horisonten såg ut för länge sedan, när de inte var så långt bort.
Den kosmologiska horisonten växer ännu. (Det är detta som inspirerade mig att fundera över "kunskapshorisonten".) Vad som befinner sig bortom horisonten kan vi inte ta reda på, eftersom ingen information därifrån kan ha nått oss än. Vi vet inte ens om universum är ändligt eller oändligt. En dag kanske vi upptäcker att samma sak glider in över horisonten från alla håll, vilket innebär att universum verkligen är som en tredimensionell motsvarighet till ytan på en ballong, och att horisonten just har mött sig själv på andra sidan ballongen.
I ett materie- eller strålningsdominerat universum dyker nu "the horizon problem" upp: Hur kommer det sig att det vi ser av universum är så homogent, trots att det omfattar områden som ligger bortom varandras horisont? Dessa områden har aldrig varit i kausal kontakt (kunnat påverka varandra), så de ojämnheter man förväntar sig finns vid ett universums skapade kan inte ha jämnats ut utan borde bestått till idag.
Inflation
En teori som löser de två problem jag nämnt ovan är inflationsteorin: Att universum i början under en extremt kort tid (under 10^-33 s) genomgick exponentiell expansion och växte med en faktor åtminstone 10^78 (enligt wikipedia), innan den vanliga expansionen tog vid.
Under denna teori var universum mycket mindre från början, så att allt vi ser idag var koncentrerat till en så liten region att ljus hann korsa den och ojämnheterna hade tid att jämna ut sig. Sedan växte denna region bortom den "normala" kosmologiska horisonten (den som förutspåtts av den inflationslösa modellen), och nu håller den på att komma tillbaks. Detta löser horisontproblemet.
Den exponentiella expansionen medförde också en enorm acceleration, vilket plattade till universum så mycket att det ännu idag, efter en lång period av deceleration, är platt. Detta löser platthetsproblemet.
Enligt wikipedia är inflationsmodellen numera en accepterad del av big-bang-teorin, men man vet ännu inte vilka partikelfysiska processer som ligger bakom inflationen.
1) Universums expansion
2) Statistisk fysik och termodynamik
3) Stjärnors livscykel
4) Materians historia
5) Universums storskaliga struktur
Jag har tänkt behandla en punkt per inlägg. Vissa punkter kanske inte behandlas alls.
Jag har givit upp min plan att placera det intressantaste först och återgår till att fetmarkera det jag tror att även den ointresserade läsaren kan finna intressant. Just detta inlägg blev extremt långt, eftersom det fanns en massa "enkel" matematik som jag valde att ta med i hopp om att några läsare förstår. Jag lovar att framtida inlägg kommer handla om mindre intressanta saker, så att jag inte skriver lika mycket om det.
Jag har valt att skriva de flesta ekvationer i html istället för att använda Google API:s LaTeX-funktion, främst för att få rätt storlek (och för att det är jättejobbigt att länka till google manuellt).
Lämna gärna feedback, positiv eller negativ, anonymt eller inte, genom en kommentar eller genom övriga medium. Även kommentarer såsom "tl;dr" accepteras.
Disclaimer: Allt jag säger kan vara fel. Lita inte på det. De svenska termerna har jag hittat på helt själv. Lite inte på dem. Jag har inte orkat länka till något; det bästa sättet att hitta mer information om något är att översätta termen tillbaks till engelska och googla på det.
Here we go:
Hubble-expansionen
Ett grundläggande postulat i kosmologi är att universum på stora skalor (över 300 miljoner ljusår) ser likadant ut överallt (homogenitet) och i alla riktningar (isotropi). Vi behandlar alltså universum som en fluid (vätska/gas) med samma densitet överallt (idag omkring 10^-30 g/cm3), och bortser från att massan i universum egentligen finns samlad i galaxer.
Det går att visa (men jag kan inte) att den enda förändring som respekterar det grundläggande postulatet är en homogen expansion (eller kontraktion). En klassisk visualisering av denna expansion är att vi är som myror på en ballong som blåses upp: Alla rör sig bort från varandra, och var man än befinner sig ser det ut som att man själv är centrum för expansionen.
Expansionen beskrivs med Hubbles lag v = Hr, som säger att avlägsna objekt förflyttar sig bort från oss med en hastighet som är proportionell mot deras avstånd från oss - ju längre bort desto snabbare förflyttar de sig. Proportionalitetskonstanten H är Hubbles konstant och kan förändras med tiden.
Notera att Hubbles lag säger att galaxer som är tillräckligt långt bort från oss avlägsnar sig snabbare än ljuset. Detta bryter dock inte mot relativitetsteorins lag att inget kan färdas snabbare än ljuset, eftersom den bara gäller lokalt.
Skalfaktorn
Skalfaktorn a(t) anger hur mycket större eller mindre (avstånden i) universum är jämfört med exempelvis idag.
Att skalfaktorn "existerar" kan "visas" utifrån Hubbles lag: Definiera a(t) som lösning till differentialekvationen ȧ(t)/a(t) = H(t) (där överprick betyder tidsderivata). Givet en galax med position r(t) relativt oss kan vi definiera dess komobila [comoving] position x(t) utifrån r(t) = a(t)x(t). Hubbles lag ṙ(t) = H(t)r(t) ger då efter insättning av uttrycken för H(t) och r(t) att ẋ(t) = 0, dvs x(t) är konstant. Därmed följer att avståndet r(t) = a(t)x är proportionellt mot skalfaktorn a(t), QED.
Att universum expanderar, dvs skalfaktorn ökar, observeras bland annat som en dopplerrödförskjutning av ljus. Under tiden fotonerna färdas till oss sträcks deras våglängd ut, enligt formeln λo/λe = a(to)/a(te) där indexen o och e står för observed och emitted. Exempelvis utsändes den kosmiska bakgrundsstrålningen när universum var omkring 380 000 år gammalt och universum var en tusendel så stort som nu, så nu har strålningens våglängd sträckts med en faktor tusen.
Universums densitet
Kom ihåg att relativitetsteorin säger att massa och energi är samma sak (jämför E=mc2, där c förstås är ljusets hastighet). Massan/energin i universum utgörs av flera olika typer av materia, som beter sig olika när rymden utvidgas:
* Vanlig materia blir utspädd precis som väntat, densiteten är omvänt proportionell mot volymen: ρm ∝ a-3.
* Strålning rödförskjuts när universum utvidgar sig, så den förlorar energi (=massa) med en faktor a-1, utöver utspädningen: ρr ∝ a-4.
* Vakuumenergi, a.k.a. kosmologiska konstanten Λ (Lambda), är en mystisk sak som inte blir utspädd alls, ρΛ = Λ c^2/(8πG). (Den obligatoriska anekdot man måste berätta när man tar upp kosmologiska kontanten är att Einstein ursprungligen införde den i sina beräkningar för att de annars skulle förutspå ett expanderande universum, och han trodde att universum var statiskt. När det senare visade sig att universum expanderade sade Einstein att införandet av konstanten var hans livs största misstag. Nu har man återinfört konstanten, men med motsatt tecken - så att vakuumenergin påskyndar universums expansion istället för att bromsa den. De flesta som har berättat denna anekdot för mig har dragit slutatsen att Eisteins största misstag var att kalla kosmologiska konstanten för sitt största misstag, men jag tycker att det inte alls var ett misstag att kalla den ett misstag, eftersom den moderna kosmologiska konstanten inte alls är vad Einstein hade tänkt sig.)
Den totala densiteten ρ i universum är summan av dessa densiteter. Eftersom de är proportionella mot olika potenser av skalfaktorn a turas de om att dominera densiteten i universum: För små a har vi ett strålningsdominerat universum, ρ ≈ ρr. Sedan tar materian vid, ρ ≈ ρm. Slutligen får vi ett Lambda-dominerat universum, ρ ≈ ρΛ, och det är där vi tror att vi är idag. Mer om de olika epokerna senare i detta inlägg.
Krafterna bakom expansionen
I grund och botten beter sig universum som en sten som kastas uppåt. När stenen färdas uppåt omvandlas dess rörelseenergi till lägesenergi, men den totala energin E = mv2/2 - GMm/r är konstant. (Jag använder uttrycket -GMm/r för lägesenergi där M är jordens massa och r är avståndet från jordens mittpunkt. Taylorutvecklar man nära jordytan får man -GMm/(R + h) ≈ -GMm/R + GMmh/R2 = konstant + mgh som torde vara mer bekant.)
Samma analys kan genomföras på en klump materia i universum som färdas bort från oss. Enda skillnaden är att M då inte är jordens massa, utan massan på den sfär runt oss på vars yta klumpen av intresse ligger - det går att visa att all massa innanför sfären bidrar till att dra tillbaks klumpen, medan gravitationskraften från massan utanför tar ut sig själv "eftersom" den kommer från olika håll. Vi har alltså M = 4πr3ρ/3 där ρ är universums densitet.
Efter lite algebra får vi E = mx2/2·(ȧ2 - 8πGa2ρ/3), så innehållet i parentesen är konstant, säg kc2. Ur detta följer Friedmann-ekvationen:
Notera att ekvationen härleddes utifrån studium av en specific klump massa, men eftersom den bara omfattar globala kvantiteter gäller den för hela universum.
Universums öde
Konstanten k i Friedmann-ekvationen motsvarar stenens totala energi i sten-liknelsen. Om den är positiv (öppet universum, motsvarande att stenen har tillräckligt mycket fart för att lämna jorden) kommer universum att expandera för alltid, men om den är negativ (slutet universum, stenen har inte tillräckligt mycket fart) kommer gravitationen vinna och dra ihop universum igen.
Gränsen mellan de två fallen, k = 0 (platt universum), definierar en kritisk densitet ρc = 3ȧ2/(8πG). Densitetsparametern Ω = ρ/ρc är förhållandet mellan den faktiska densiteten och den kritiska. Mätningar idag har visat att Ω ligger väldigt nära 1, dvs nära gränsen mellan evig expansion och återkollaps, vilket också krävs för att universum ska expandera tillräckligt långsamt att gravitationen hinner dra samman materian till galaxer, men ändå existera tillräckligt länge att liv hinner uppstå.
Friedmann-ekvationen ger att Ω - 1 = kc2/ȧ2. Detta innebär att universum blir plattare ju snabbare det expanderar. Eftersom universum expanderar mycket långsammare nu än vid dess födelse (se nedan), måste universum ha varit extremt platt när det föddes. Detta "problem" kallas "the flatness problem".
Universums olika faser
Eftersom k är väldigt litet kan vi sätta det till 0 och därmed stryka dess term ur Friedmann-ekvationen för denna diskussion.
Under den materie- eller strålningsdominerade eran var densiteten proportionell mot aβ där β = -4 för strålning och β = -3 för materia. Friedmann-ekvationen ger då ȧ ∝ a1 + β/2. Denna differentialekvation kan lösas genom variabelseparation vilket ger a ∝ t-2/β (för ett lämpligt val av tidpunkt att starta räkningen ifrån).
Universum utvidgade sig alltså som tα, där α var 1/2 (strålning) och 2/3 (materia). Hubble-konstanten var H(t) = αt. Utvidgningshastigheten var ȧ = αtα-1 vilket minskar med tiden, dvs universum decelererade. Om man följer detta bakåt i tiden innebär det att skalfaktorn a måste ha varit lika med 0 - universum var koncentrerat i en enda punkt, och föddes sedan i ett big bang. Specifikt måste universums ålder i ett decelererande universum vara mindre än Hubble-tiden H-1.
Under den Lambda-dominerade eran (som pågår nu) ger Friedmann-ekvationen ȧ ∝ a, vilket har en exponentiell lösning a ∝ eHt. Universum utvidgar sig alltså exponentiellt idag, vilket bland annat innebär att utvidgningen accelererar.
Wie weit ist es bis zum Horizont?
I universum finns det två horisonter av intresse, som kommer av att ingen information kan färdas snabbare än ljuset.
Den mindre intressanta horisonten är händelsehorisonten, den gräns i rymden bortom vilken information utskickad idag aldrig kommer att kunna nå oss på grund av universums expansion. Avståndet till händelsehorisonten är alltså d = a(t0) ∫t0∞c/a(t) dt, där t0 är dagens tid.
I ett materie- eller strålningsdominerat universum finns ingen händelsehorisont - ljuset kommer att hinna ifatt allt. Men i ett Lambda-dominerat universum (som vi har idag) är avståndet till händelsehorisonten lika med Hubble-avståndet cH-1. Idag är avståndet till händelsehorisonten 16 miljarder ljusår.
Den kosmologiska horisonten är gränsen för det observerbara universum - de områden i universum som ligger så nära att ljus har haft tid att färdas från dem till oss. Avståndet till horisonten är alltså d = a(t0) ∫t0c/a(t) dt. Idag är detta avstånd 46-47 miljarder ljusår. Som jämförelse är universum bara omkring 14 miljarder år gammalt, men detta är inget problem eftersom det vi ser är hur föremålen vid horisonten såg ut för länge sedan, när de inte var så långt bort.
Den kosmologiska horisonten växer ännu. (Det är detta som inspirerade mig att fundera över "kunskapshorisonten".) Vad som befinner sig bortom horisonten kan vi inte ta reda på, eftersom ingen information därifrån kan ha nått oss än. Vi vet inte ens om universum är ändligt eller oändligt. En dag kanske vi upptäcker att samma sak glider in över horisonten från alla håll, vilket innebär att universum verkligen är som en tredimensionell motsvarighet till ytan på en ballong, och att horisonten just har mött sig själv på andra sidan ballongen.
I ett materie- eller strålningsdominerat universum dyker nu "the horizon problem" upp: Hur kommer det sig att det vi ser av universum är så homogent, trots att det omfattar områden som ligger bortom varandras horisont? Dessa områden har aldrig varit i kausal kontakt (kunnat påverka varandra), så de ojämnheter man förväntar sig finns vid ett universums skapade kan inte ha jämnats ut utan borde bestått till idag.
Inflation
En teori som löser de två problem jag nämnt ovan är inflationsteorin: Att universum i början under en extremt kort tid (under 10^-33 s) genomgick exponentiell expansion och växte med en faktor åtminstone 10^78 (enligt wikipedia), innan den vanliga expansionen tog vid.
Under denna teori var universum mycket mindre från början, så att allt vi ser idag var koncentrerat till en så liten region att ljus hann korsa den och ojämnheterna hade tid att jämna ut sig. Sedan växte denna region bortom den "normala" kosmologiska horisonten (den som förutspåtts av den inflationslösa modellen), och nu håller den på att komma tillbaks. Detta löser horisontproblemet.
Den exponentiella expansionen medförde också en enorm acceleration, vilket plattade till universum så mycket att det ännu idag, efter en lång period av deceleration, är platt. Detta löser platthetsproblemet.
Enligt wikipedia är inflationsmodellen numera en accepterad del av big-bang-teorin, men man vet ännu inte vilka partikelfysiska processer som ligger bakom inflationen.
Kommentarer