Oficjalna Strona Klubu Astronomicznego Almukantarat

Jan Urbański
Obóz letni w Załęczu Wielkim, 2001

Mój referat będzie dotyczył procesu zwanego inflacją. Wbrew pozorom nie ma to nic wspólnego z ekonomią. Słowo inflacja pochodzi od łacińskiego „inflatio” — „rozdmuchiwać”. Jest to proces, który rozpoczął się w bardzo wczesnej fazie rozwoju Wszechświata i trwał zaledwie znikomy ułamek sekundy. Pomimo to zawdzięczamy mu obecny kształt Wszechświata.

Standardowa teoria Wielkiego Wybuchu ma kilka mankamentów. Nie znaczy to, że jest błędna, ale że jest niekompletna. Teoria Wielkiego Wybuchu nie stoi w sprzeczności z obserwacjami — to zdyskwalifikowałoby ją całkowicie. Przeciwnie, istnieją silne dowody na to, że Wielki Wybuch miał miejsce. Gdy prowadzi się jednak analizę teorii Wielkiego Wybuchu pojawiają się problemy. Opiszę je po kolei.

Problem jednorodności i izotropowości

Problem jednorodności pojawia się, gdy analizuje się kosmiczne promieniowanie tła — poświatę po Wielkim Wybuchu. Jeżeli skieruje się antenę wprost w kosmos otrzyma się informację, że promieniowanie tła ma temperaturę 2,7 K. Jeżeli przesunie się antenę w prawo otrzyma się ten sam wynik. Jeżeli w lewo — to samo. Cały Wszechświat wypełniony jest równomiernie reliktowym promieniowaniem o tej samej temperaturze (nie dokładnie idealnie o tej samej temperaturze, ale wahania są znikome). Wniosek z tego, że powstający Wszechświat musiał być zadziwiająco jednorodny — temperatura wszędzie musiała być taka sama. Wydaje się, że nic w tym dziwnego. Przecież nawet jeśli temperatura nie była wszędzie równa, szybko ustaliłaby się na jakieś wartości. Jeśli do miski z gorącą wodą wleje się butelkę zimnej wody nie powstaną obszary zimne i ciepłe. Temperatura w naturalny sposób się wyrówna. Podobnie powinno być we wczesnym Wszechświecie. Otóż okazuje się, że nie. Pojawia się tu pojęcie horyzontu zdarzeń. Horyzont zdarzeń to maksymalna odległość, jaką może przebyć sygnał świetlny od czasu Wielkiego Wybuchu. Horyzont zdarzeń zakreśla wokół każdego punktu jego objętość Hubble'a. Ponieważ żadna informacja nie może przemieszczać się szybciej niż światło, obszar odległe od innego o więcej niż horyzont zdarzeń (czyli nie będący wewnątrz objętości Hubble'a drugiego obszaru) nie może w żaden sposób bezpośrednio na niego oddziaływać. Jeżeli obszary te są od siebie odległe o więcej niż dwa horyzonty zdarzeń, ich objętości Hubble'a nie mają punktów wspólnych i absolutnie nic, co dzieje się w jednym obszarze nie ma wpływu na drugi. Nasza obecna objętość Hubble'a (czyli cały obserwowalny Wszechświat) zawiera 10⁵ obszarów, które były rozłączne w czasie, gdy powstawało kosmiczne promieniowanie tła. Innymi słowy to, co było wewnątrz jednego horyzontu zdarzeń podczas tworzenia się CMBR, ma obecnie rozmiar kątowy około 0,8°, podczas gdy CMBR jest identyczne na całym niebie. Nie mogło być więc tak, że temperatura sama się ustaliła wszędzie i na wszystkich kierunkach. Musiał być to kosmiczny przypadek, żeby we wszystkich 10 000 obszarach temperatura była identyczna. To poważny mankament — wygląda to tak, jakby ktoś „dostroił” warunki początkowe Wszechświata.

Problem płaskości

Kształt naszego Wszechświata zależy silnie od parametru Ω, równego stosunkowi gęstości Wszechświata do gęstości krytycznej — potrzebnej do zatrzymania ekspansji Wszechświata. Jeżeli Ω < 1 to Wszechświat w końcu zapadnie się z powrotem do nieskończenie małej osobliwości. Jeżeli Ω > 1 ekspansja będzie trwała wiecznie. Jeżeli Ω = 1 to ekspansja będzie trwała wiecznie, ale stale zwalniając. Od parametru Ω zależy też geometria Wszechświata. Jeżeli Ω jest różna od jedności o jakiś znaczący czynnik, Wszechświat ma geometrię kuli lub siodła — oznacza to, że każdy narysowany trójkąt ma sumę kątów większą bądź mniejszą od 180°. W przypadku, gdy Ω = 1, Wszechświat jest płaski i zasady klasycznej geometrii są poprawne. Krzywiznę Wszechświata opisuje się za pomocą parametru zwanego promieniem krzywizny. Jest to pojęcie matematyczne — wystarczy tylko powiedzieć, że na przykład kula o promieniu R ma promień krzywizny równy R, oraz że promień krzywizny płaszczyzny jest równy nieskończoności. Obecny promień krzywizny Wszechświata ma wartość równą:

R_krzyw = H₀⁻¹ (Ω₀−1)^½

Z uwagi na wyrażenie w mianowniku, jeżeli gęstość Wszechświata jest bliska krytycznej, to Wszechświat jest bardzo płaski. H₀ to obecna stała Hubble'a. Dane obserwacyjne i teoretyczne przewidywania ograniczają dzisiejszą wartość Ω jako zawierającą się w przedziale od 0,1 do 2. Wynika stąd, że Wszechświat nie jest bardzo zakrzywiony i zbliżony do krytycznego. Nie wydaje się to dziwne, dopóki nie okaże się, że Ω zmienia się w czasie. Początkowa wartość Ω była bardzo niestabilna i jakiekolwiek odchylenie od wartości 1 szybko wzrosłoby w czasie. W książce Alana Gutha znalazłem wykres pokazujący zależność dzisiejszej Ω od początkowej.

Widać stąd, że aby dzisiejsza Ω mieściła się w żądanym przedziale, początkowa Ω musiała być równa jedności z dokładnością większą, niż 1 na 10⁻¹⁵. Wynika też stąd, że początkowy Wszechświat był bardzo płaski. Niestety standardowa teoria Wielkiego Wybuchu mówi tylko, że tak powinno być. Brakuje odpowiedzi na pytanie CZEMU tak było. Nasuwa się wniosek, że warunki początkowe Wszechświata zostały dostrojone z wielką precyzją, aby mógł powstać dzisiejszy świat. Małe wahanie Ω na początku ewolucji Wszechświata sprawiłoby, że zapadłby się w znikomym czasie lub materia tak szybko by się oddalała, że nie powstałyby gwiazdy i planety. Skąd to wykalibrowanie warunków początkowych?

Problem niechcianych reliktów

Gdy prowadzi się obliczenia na podstawie teorii Wielkiego Wybuchu dochodzi się do wniosku, że powstałaby tam cała klasa nieobserwowanych dziś obiektów. Najbardziej znanym jest tak zwany monopol magnetyczny. Jeśli standardowa teoria jest poprawna, podczas Wielkiego Wybuchu nastąpiłaby produkcja monopoli magnetycznych — cząstek o jednobiegunowym polu. Każdy magnes ma dwa bieguny. Jeżeli go przeciąć, nie dostanie się dwóch kawałków — jednego południowego a drugiego północnego — tylko dwa dwubiegunowe magnesy. Monopol magnetyczny ma tylko jeden biegun. Nie wytwarza pola w kształcie koniczyny, ale kuliste. Jeżeli monopol północny napotka południowy anihilują tak jak proton i antyproton. Niestety z obliczeń opartych o teorię Wielkiego Wybuchu wynika, że monopoli byłoby teraz tysiące razy więcej niż protonów czy neutronów. Oczywiście jest to wynik bezsensowny — monopola nikt dotychczas nie widział. Głównym wrogiem kosmologów w walce z problemem monopoli jest znów horyzont zdarzeń. Monopol jest pozostałością po chaosie, jaki istniał we wczesnym Wszechświecie. Ponieważ Wszechświat był podzielony na obszary nie oddziaływujące ze sobą, niejednorodności nie mogły się wyrównać i tworzyły się monopole. Gdyby nie horyzont zdarzeń monopole znikłyby wraz z wyrównywaniem się własności Wszechświata. Oprócz monopoli wymyślono też inne obiekty, których nie obserwujemy, a które mogły powstać podczas Wielkiego Wybuchu. Nie ma sensu ich opisywać, gdyż są to tylko teoretyczne i wątpliwe konstrukcje.

To główne problemy, z jakimi boryka się standardowy model Wielkiego Wybuchu. Problemy biorące się prawdopodobnie z niedokładnego opisu materii we wczesnym Wszechświecie. Standardowo opisuje się materię jako gaz doskonały — i stosuje się odpowiednie prawa. We Wszechświecie w czasie, który nas interesuje (czyli 10⁻³⁴ sekundy po Wielkim Wybuchu) panowała temperatura rzędu 10¹⁴ GeV (elektronowolt, eV — energia uzyskiwana przez elektron przyspieszany w polu 1 V; 1 GeV = 10⁹ eV. W kosmologii często używa się energii wymiennie z temperaturą, jako że temperatura to energia kinetyczna cząsteczek). Dla porównania, najwyższa energia otrzymywana w akceleratorach to 7×10³ GeV i to dopiero w planowanym LHC. Przy takich energiach opis materii jako gazu doskonałego prowadzi do dużych błędów. Do niedawna nie było lepszych sposobów opisania materii, ale pojawiły się one wraz z teoriami wielkiej unifikacji (GUT). Aby zrozumieć proces inflacji należy wiedzieć nieco o tych teoriach.

Teorie wielkiej unifikacji to teorie mówiące, że cztery z pięciu obserwowanych dziś sił to w rzeczywistości przejaw jednej, ogólniejszej siły. Te cztery oddziaływania to elektryczność, magnetyzm, oddziaływania słabe (odpowiedzialne min. za rozpad promieniotwórczy) i silne (utrzymujące w całości protony i neutrony). Grawitacja jako piąta siła nie chce się dopasować do tego obrazu, ale fizycy nie przejmują się tym i nazywają teorie łączące 80% oddziaływań w jedno teoriami GUT. Ogólny pomysł GUT można pokazać za pomocą analogii Hawkinga z ruletką. Załóżmy, że obserwujemy ruletkę. Krupier rzuca kulkę powoli, więc spada ona prawie od razu do jednej z przegródek. Obserwator, widząc jak wygląda badany obiekt uznałby, że istnieją 53 odmienne kulki! Jedna w przegródce 1, jedna w 2 itd. Dopiero gdy kulka ma wysoką energię i toczy się po rancie ruletki wszystkie jej stany się unifikują — okazuje się, że jest jedna kulka. Podobnie z GUT, przewidują one, że w wysokich energiach nie można rozróżnić oddziaływania słabego od elektrycznego — są to te same siły. Teorie unifikujące oddziaływania powstawały już od dawna. Od Maxwella mamy opis zunifikowanego pola elektromagnetycznego. Weinberg i Salam dostarczyli jednolitego opisu siły elektrosłabej, połączenia elektromagnetyzmu i oddziaływań słabych. Jednak ich unifikacja pojawia się dopiero przy energiach dostępnych tylko w akceleratorach. Pomimo to sprawdzono ją i teraz uznaje się za poprawną. Kolejnym krokiem było dołączenie oddziaływań silnych. Niestety wszystkie teorie GUT mówią o energii unifikacji około 10¹⁴ GeV — nieosiągalnej w najbliższej przyszłości. Z tego powodu istnieje wiele teorii GUT — nie da się sprawdzić eksperymentalnie, która z nich jest poprawna. Choć energia wielkiej unifikacji jest nam niedostępna, podobne energie panowały we Wszechświecie wkrótce po Wielkim Wybuchu. Tam właśnie znajdują zastosowania GUT.

Typowa teoria GUT mówi, że istnieje zespół pól, zwanych często polami Higgsa. Zazwyczaj liczba tych pól wynosi powyżej dwudziestu, ale wystarczy, jeżeli rozważy się tylko jedno pole. Pole Higgsa może przyjmować dowolne wartości, a wraz z tymi wartościami zmienia się gęstość energii pola. Gęstość energii można porównać do gęstości materii — w końcu zgodnie z Einsteinem energia to to samo co materia. Gęstość energii pola to wartość mówiąca „ile jest” tego pola w danym obszarze. Jest to co innego niż wartość tego pola, chociaż w większości pól, gdy jego wartość jest równa zero, jego gęstość również jest zerowa. Inaczej w wypadku pól Higgsa — widać to na wykresie.

Okazuje się, że gdy pole Higgsa ma wartość zerową, gęstość energii jest duża. Może to się wydawać dziwne, że brak pola daje dużą energię, ale tak właśnie zachowują się pola Higgsa. Natomiast dla pewnych ustalonych, niezerowych wartości, pole ma zerową gęstość. Te wartości, to punkty próżni. Fizyczna definicja próżni to stan o najniższej możliwej energii (a więc i gęstości energii). W próżni wartości pól Higgsa są niezerowe. Nie jest natomiast ważne którą wartość próżniową przyjmują. W rzeczywistości naturalniej byłoby rozpatrywać diagram trójwymiarowy, powstały przez obrót tego wykresu dookoła osi pionowej. Wtedy powstałby cały okrąg próżni, a nadal dla znikających pól Higgsa (wtedy już dwóch) gęstość energii byłaby duża. Na okręgu próżni wszystkie punkty są równoprawne. Ponieważ główną cechą pola Higgsa jest nadawanie masy cząstkom, od wartości tych pól zależą właściwości cząstek. W próżni niezerowe wartości pól Higgsa owocują ustalonymi właściwościami cząstek. Ewolucję pól Higgsa jest łatwo przedstawić poprzez wyobrażenie sobie kulki leżącej na wykresie. Pole naturalnie dąży do stanu najniższej energii — próżni. Kulka stacza się w dół wykresu i zatrzymuje się gdzieś na okręgu próżni. W rzeczywistości wzór opisujący zmianę pól Higgsa jest taki sam, jak równanie ruchu toczącej się kulki z tarciem. Jak wpływa temperatura na pola Higgsa? Otóż zaczynają one oscylować. Wyobraźmy sobie, że do tego wykresu podłączone jest urządzenie generujące drgania. Kulka podskakuje i oscyluje wokół pewnej wartości, ale jej średnie położenie jest na okręgu próżni. Jeżeli jednak zwiększamy temperaturę i wibracje, kulka zacznie w końcu skakać po całym wykresie i jej średnie położenie zmieni się — będzie w punkcie zerowych wartości pola Higgsa. Potrzebna jest do tego energia około 10¹⁴ GeV — energia wielkiej unifikacji. Gdy wszystkie pola Higgsa mają wartość zerową, cząstki przenoszące siły nie różnią się — unifikują się oddziaływania. We wczesnym Wszechświecie coś takiego miało miejsce. W miarę obniżania się temperatury, kulka przestaje podskakiwać i stacza się na okrąg próżni — cząstki zaczynają się różnić. Ten mechanizm nazywa się spontanicznym łamaniem symetrii.

Teoria inflacji opiera się na specyficznym kształcie wykresu pola Higgsa.

Tworzy się tu miejsce na szczycie wykresu, zwane punktem fałszywej próżni. O co chodzi? Wyobraźmy sobie, że drgania termiczne ustają i kulka opada. Upada w punkcie zerowych wartości pola Higgsa i nie stacza się od razu. Choć gęstość energii jest wysoka, istnieje albo mała bariera, albo prawie płaskie pole. Dlatego powstaje stan fałszywej próżni — stan chwilowo najniższej energii. Ten stan jest metastabilny — jeżeli trochę poczekać, fałszywa próżnia rozpadnie się na prawdziwą. Kulka albo powolutku stoczy się na okrąg próżni, albo w wyniku procesu kwantowego zwanego tunelowaniem (czyli nagłym przejściem z jednego stanu do drugiego) pojawi się po drugiej stronie bariery i także dojdzie do próżni. Do tego czasu Wszechświat jest w stanie fałszywej próżni. Ma ona dwie bardzo ciekawe własności — jej gęstość nie zmienia się wraz z rozszerzaniem się i wytwarza ona ujemne ciśnienie. Fakt, że jej gęstość jest niezmienna aż dopóki się nie rozpadnie jest o tyle dziwny, że wszystkie inne substancje (oprócz prawdziwej próżni) nie mogą być rozprężane bez obniżania się gęstości. Fałszywa próżnia może powiększyć swą objętość wielokrotnie a nadal być tak samo gęsta. Ujemne ciśnienie jest jeszcze bardziej sprzeczne z intuicją. Jeżeli w prawdziwej próżni (na przykład kosmicznej) umieścić pęcherzyk fałszywej próżni, ciśnienie na zewnątrz pęcherzyka będzie większe niż wewnątrz. Pęcherzyk zapadnie się do czarnej dziury pod ciśnieniem zwykłej próżni! Zgodnie z ogólną teorią względności każda forma energii wytwarza pole grawitacyjne. Ciśnienie też jest formą energii, choć w normalnych warunkach pole pochodzące od ciśnienia można całkowicie zaniedbać. Jednak we wczesnym Wszechświecie ciśnienia były tak wysokie, że efektów grawitacyjnych nie można pominąć. Dodatnie ciśnienie wytwarza dodatnie pole grawitacyjne — przyciąganie. Ujemne ciśnienie prowadzi do odpychania. Fakt, że Wszechświat wypełniała fałszywa próżnia sprawiał, że działała ogromna siła rozprężająca. Co ciekawe, działała ona zupełnie tak, jakby istniała duża stała kosmologiczna — siła nazywana antygrawitacją. Pod wpływem działania tej siły Wszechświat zaczął się gwałtownie rozszerzać, a ponieważ gęstość fałszywej próżni nie malała, rozszerzał się coraz szybciej. Nastąpił wykładniczy wzrost objętości Wszechświata. To właśnie nazywa się inflacją.

Inflacja, choć zaczęła się zaledwie 10⁻³⁴ sekundy po Wielkim Wybuchu i trwała około 10⁻³² sekund, jest odpowiedzią na wszystkie wyróżnione przeze mnie problemy. Wykładniczy wzrost Wszechświata sprawia, że warunki początkowe Wszechświata mogły być prawie dowolne, jeżeli tylko istniało odpowiednie pole, by utworzyła się fałszywa próżnia i rozpoczęła się inflacja.

Problem jednorodności — rozwiązanie

Rozwiązanie problemu jednorodności leży w równaniu na horyzont zdarzeń (promień Hubble'a). Jest ono funkcją parametru a(t) — odległości między dwoma nieruchomymi punktami. Parametr a(t) będzie rósł z czasem, ponieważ Wszechświat się rozszerza. Jest on różny dla okresów przed i po rekombinacji (czyli przed i po utworzeniu się atomów we Wszechświecie). Dany jest on równaniami

a(t)_przed = t^½

a(t)_po = e^Ht

Podczas gdy promień Hubble'a jest równy

H⁻¹(t) = [a’(t)/a(t)]⁻¹

Podstawiając oba równania a(t) otrzymujemy

H⁻¹(t)_przed = 2t

H⁻¹(t)_po = 3t/2

Na wykresie pokazano nasz promień Hubble'a (grubą linią), odległość dwóch punktów, które w tej chwili leżą na granicy naszej objętości Hubble'a (średnią linią) oraz odległość dwóch punktów, które są od dawna wewnątrz naszej objętości Hubble'a (cienką linią).

Jakiekolwiek oddziaływanie może zachodzić tylko między punktami, których odległość między sobą była mniejsza niż horyzont zdarzeń (strzałki). Tylko znikoma część naszego Wszechświata miała ze sobą kontakt podczas ustalania się temperatury tła. Jednak jeżeli do dwóch wyrażeń na a(t) doda się trzecie, opisujące wykładniczy wzrost, obraz zasadniczo się zmienia.

Podczas inflacji promień Hubble'a pozostaje stały, a Wszechświat rozszerza się wykładniczo.

Okazuje się, że to, co obecnie jest naszym obserwowanym Wszechświatem było kiedyś malutkim obszarem, na którym bez trudu mogły wyrównać się warunki. Aby uzmysłowić sobie skalę (nie zachowaną na wykresie) można powiedzieć, że cały Wszechświat jest co najmniej 10²³ razy większy od obserwowanego przez nas. Wszystko to, co teraz możemy zobaczyć miało na początku inflacji rozmiar 30 cm. Problem jednorodności rozwiązuje więc fakt, że to, z czego powstał Wszechświat zawarty w naszej objętości Hubble'a początkowo było malutkim obszarem, w obrębie którego z łatwością wyrównały się parametry.

Problem płaskości — rozwiązanie

Rozwiązanie problemu płaskości można pokazać przeprowadzając analogię z krzywą. Jeżeli powiększyć jakiś niewielki fragment krzywej (choćby bardzo „zakrzywionej”), to będzie on prawie prosty.

Promień krzywizny wewnątrz obszaru, z którego powstał nasz obserwowany Wszechświat był ogromny w porównaniu z wielkością tego obszaru. Można uznać, że był prawie nieskończony — a co za tym idzie bliski płaszczyźnie.

Problem reliktów — rozwiązanie

Jak już mówiłem monopole są pozostałością po chaosie we Wszechświecie. Jako że to, co dziś widzimy zaczynało powstawać wewnątrz objętości Hubble'a, monopole nie powstały, lub powstały w znikomych ilościach.

Inflacja kończy się, gdy pola Higgsa osiągają wartość próżni. Nie dzieje się to od razu, wcześniej wartości pola oscylują nieco wokół punktu próżni. Podczas tego energia fałszywej próżni ulega przemianie w cząstki, a Wszechświat podgrzewa się prawie do temperatury wielkiej unifikacji. Następnie stabilizuje się i dalej ewoluuje zgodnie z modelem Wielkiego Wybuchu. Istnieje ciekawy aspekt inflacji, często wykorzystywany przez twórców literatury s-f. Pozwala on na wysnucie niezwykłej hipotezy, niesprawdzalnej rzecz jasna, ale przez niektórych naukowców traktowany poważnie. Jeżeli Wszechświat jest w stanie fałszywej próżni i jej część się rozpadnie, tworząc Wszechświat, reszta dalej rozszerza się wykładniczo. Co ważniejsze, rozszerza się szybciej niż nowo powstały Wszechświat. Po jakimś czasie fałszywa próżnia znów się rozpada i powstają nowe wszechświaty. Powstaje fraktalny wzór, złożony z nieskończonej ilości wszechświatów. Oznaczałoby to, że istnieje nieskończenie wiele światów, z których żaden nie ma kontaktu z innym.

Oczywiście to tylko hipoteza, której nie da się potwierdzić lub obalić. Z tego powodu tylko niektórzy naukowcy zaprzątają sobie tym głowę.

Znacznie ważniejszy (i smutniejszy) jest fakt, że teoria inflacyjna też napotyka na przeszkody. Nie jest to obecnie dogmat w środowisku naukowym i istnieją alternatywne teorie wyjaśniające dlaczego Wszechświat jest, jaki jest. Niezaprzeczalnym sukcesem inflacji jest uwolnienie się od przymusu zakładania początkowych parametrów Wszechświata. Jeśli zgodzić się ze standardowym modelem Wielkiego Wybuchu, należałoby uznać, że z jakichś przyczyn mamy kosmicznego farta i Wszechświat był taki, aby umożliwić nam istnienie. Jednak jak mówiłem inflacja ma też problemy. Główny z nich to problem zaburzeń gęstości. Inflacja działa tak dobrze, że po jej zajściu Wszechświat byłby całkowicie gładki i jednorodny. Musiały się utworzyć ośrodki o większej gęstości, aby powstały wokół nich gwiazdy i planety. Potrzebne zaburzenia zapewniają kwantowe fluktuacje pola Higgsa, ale są one tym większe im bardziej stromy wykres gęstości energii pola. Aby zaburzenia wytworzone podczas inflacji były takie, jak obserwujemy teraz, wykres gęstości energii należałoby spłaszczyć około 10¹³ razy (czyli podzielić skalę pionową przez 10¹³). Tymczasem żadna teoria wielkiej unifikacji nie dostarcza aż tak płaskiego pola Higgsa. Zazwyczaj do teorii inflacji wprowadza się teraz nowe pole, zwane polem inflantonowym, które ma wszystkie pożądane własności. Jest to duża wada inflacji, bo tego właśnie chciano uniknąć — czemu we Wszechświecie miało istnieć jakieś pole, którego jedyną funkcją jest napędzanie inflacji? Trzeba też powiedzieć, że nie ma jednej teorii inflacji, a raczej cała ich klasa. Łączy je tylko okres wykładniczego wzrostu. Jest już inflacja chaotyczna, rozszerzona, podwójna, potrójna, hybrydowa nie wspominając już o zmutowanej hybrydowej, poprawionej hybrydowej, hiperrozszerzonej, inflacja napędzana grawitacją, spinem, struną i polem wektorowym, jest też inflacja ciepła, miękka, letnia, naturalna i supernaturalna. W 1997 roku było 50 odmian teorii inflacyjnej. Widać więc, że jeżeli dać kosmologom i fizykom piękną teorię, wyjaśniającą prawie wszystko, natychmiast skomplikują ją, zmienią i rozsztukują. Jedyną sensowną odmianą inflacji jest inflacja chaotyczna — przewiduje ona w miarę dowolny wykres pola Higgsa, ale według niej wczesny Wszechświat był chaotyczny, to znaczy pola Higgsa miały różne wartości w różnych punktach. W pewnych rejonach Wszechświata przypadkowo wytworzyła się fałszywa próżnia, która potem rozrastając się wykładniczo pochłonęła inne obszary.

Na koniec wypadałoby powiedzieć nieco o twórcach inflacji. Na zasadniczy pomysł inflacji wpadł Alan H. Guth, fizyk z MIT. Jego pierwotna teoria okazała się fałszywa, a jej poprawę zaproponowali niezależnie Rosjanin Andriej Linde i Amerykanin Paul Steinhardt. Guth napisał niedawno książkę o swojej teorii, którą polecam i z której korzystałem.

Bibliografia

• Alan H. Guth, „Wszechświat inflacyjny”, Prószyński i Spółka 2000
• Edward W. Kolb, Michael S. Turner, „The Early Universe”, Addison-Wesley Publishing Co. 1990
• „Nearly Normal Galaxies”, pod redakcją S.M. Fabera, Springer-Verlag 1987
• Nature 395/1998, „New troubles for inflation”
• Nature 404/2000, „Ringing in the new cosmology”