20 χρόνια της θεωρίας του πληθωρισμού

Άρθρο, Φεβρουάριος 2002

Εισαγωγή
1. Το νεαρό σύμπαν
2 Κοσμολογικές συνέπειες του πληθωρισμού
3. Το μοντέλο του πληθωρισμού έχει αρκετές επιτυχίες
4. Το Πεδίο Inflaton-Οι ιδέες της Σωματιδιακής Φυσικής στην θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης

Εισαγωγή

Το 1981 ο Guth πρότεινε μια ριζικά νέα θεωρία του σύμπαντος στις πολύ-πολύ πρόωρες στιγμές του, το πληθωριστικό μοντέλο, το οποίο μπορεί να εξηγήσει διάφορα θεμελιώδη προβλήματα στην κοσμολογία: π.χ. γιατί είναι το Σύμπαν  σχεδόν ομοιογενή και στο χωρικά επίπεδο, και γιατί δεν υπάρχουν μαγνητικά μονόπολα ή άλλα υπόλοιπα της μεταβάσεις φάσης του GUT (Μεγάλης Ενοποιημένης Θεωρίας);

Το πληθωριστικό μοντέλο έχει γίνει από τότε ένα παράδειγμα στη σύγχρονη κοσμολογία. Η βασική ιδέα, κοινή για όλα τα μοντέλα του πληθωρισμού, είναι ότι σε κάποια στιγμή, στις απαρχές του σύμπαντος, μετά από το Big Bang, το σύμπαν υποβλήθηκε σε μια γρήγορη εκθετική διαστολή που αυξήθηκε σε μέγεθος κατά έναν παράγοντα. Η μεγάλη διαστολή κατά τη διάρκεια της πληθωριστικής φάσης αραίωσε την αφθονία των εναπομεινάντων μονόπολων και λείανε οποιαδήποτε αρχική χωρική κυρτότητα, οδηγώντας έτσι σε έναν σύμπαν που είναι πολύ κοντά σε επίπεδο χώρο,  στην σημερινή εποχή.

Επιπλέον, οι κβαντικές διακυμάνσεις που παρήχθησαν κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού "τεντώθηκαν" σε κλίμακα τάξης πολλών μεγεθών παράγοντας διακυμάνσεις πυκνότητας που μπόρεσαν έπειτα να αυξηθούν λόγω της βαρύτητας και να κάνουν έτσι τους γαλαξίες και τα σμήνη των γαλαξιών που φαίνονται στο σύμπαν σήμερα.

Παρόλο που το μοντέλο του Big Bang (Βασισμένο όπως έχουμε αναφέρει στην Γενική Θεωρία της Σχετικότητας) εξηγεί με καταπληκτική επιτυχία τις ταχύτητες απομάκρυνσης των γαλαξιών, τις σχετικές ποσότητες των ελαφρών στοιχείων, την Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου, την εξέλιξη των σμηνών των γαλαξιών αλλά και άλλα πολλά.

Δεν μπορεί όμως να εξηγήσει ορισμένα παράδοξα, όπως γιατί υπερέχει η ύλη έναντι της αντιύλης, γιατί το σύμπαν φαίνεται να γεννήθηκε επίπεδο, ομοιογενές και ισότροπο όπως συνεχίζει να φαίνεται μέχρι και σήμερα;  Τι απέγιναν τα μαγνητικά μονόπολα. Τι είναι η σκοτεινή ύλη; Γιατί η κοσμική διαστολή είναι όση χρειάζεται για να αντισταθμίζει την έλξη της βαρύτητας; Γιατί ο λόγος της βαρυτικής ενέργειας προς την κινητική ενέργεια που περιέχεται στην ύλη καθώς διαστέλλεται, που συμβολίζεται με Ω είναι περίπου 1 κι όχι μεγαλύτερη ή μικρότερη;

Αλλά και πολλά άλλα ερωτήματα που ζητούσαν να βρούν απάντηση. (Δείτε και το άρθρο: Ποιός ο λόγος να συμπληρωθεί το καθιερωμένο μοντέλο του Big Bang;).

Την απάντηση σε αυτά τα ερωτήματα προσπάθησαν να δώσουν φυσικοί της σωματιδιακής φυσικής στις αρχές της δεκαετίας του '80, κύρια ο Alan Guth του MIT και εν συνεχεία ο Ρώσος Andrei Linde μαζί με τον Paul Seinhardt, που ανέπτυξαν μια νέα θεωρία, το 'πληθωριστικό μοντέλο', που έφερε επανάσταση στην Κοσμολογία όπως η θεωρία του Big Bang από τον Gamov εξήντα χρόνια πριν.

Ο Alan Guth, γεννήθηκε το 1947 και σπούδασε φυσικός στο MIT. Το 1979 εργαζόταν στον Επιταχυντή του Stanford όταν άκουσε μια ομιλία του Ντικ, ενός κοσμολόγου, που στάθηκε αφορμή να ασχοληθεί κι αυτός με την κοσμολογία. Ο Linde, της ίδιας ηλικίας με τον Guth, ασχολήθηκε κι αυτός με την Κοσμολογία το 1981 παρόλο που δεν ήταν αστροφυσικός.

Αλλά και η θεωρία του πληθωρισμού (inflation) αντιμετωπίζει κι αυτή ένα πρόβλημα, με την τιμή της μέσης πυκνότητας του σύμπαντος. Ίσως η λύση να είναι η ύπαρξη μιας εξωτικής ενέργειας στο σύμπαν (σκοτεινή ενέργεια ή κοσμολογική αντιβαρύτητα) ή ακόμη πιό πολύπλοκες θεωρίες του πληθωρισμού.

Το νεαρό σύμπαν

Σύμφωνα με την θεωρία του Big Bang το νεαρό σύμπαν, ήταν ένα εξαιρετικά θερμό και πυκνό λουτρό ακτινοβολίας σε απίστευτη διάσταση, θερμοκρασία και πυκνότητα.

Το μέγεθος της διαστολής που συνέβη τότε στο νεαρό σύμπαν και συνεχίζεται μέχρι σήμερα, είναι η αιτία για τις διαφορές ανάμεσα στο κλασσικό μοντέλο του Big Bang και στις θεωρίες του πληθωρισμού. Αλλά ακόμη στο κλασσικό μοντέλο η διαστολή έπρεπε να επιβραδύνεται κι όχι να επιταχύνεται όπως δέχεται το μοντέλο του πληθωρισμού.

Στις πρώτες στιγμές λοιπόν του σύμπαντος 10^-39 μετά το Big Bang, δρούσαν μόνο η βαρύτητα και η Μεγάλη Ενοποιημένη Δύναμη (ηλεκτρασθενής μαζί με την ισχυρή πυρηνική). Η ύλη του σύμπαντος τότε, προβλέπει η κλασσική θεωρία, εξασκούσε τρομακτική πίεση προς τα έξω και προς όλες τις κατευθύνσεις. Το σύμπαν τότε αντέδρασε σε αυτή την πίεση, σύμφωνα με την Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, διαστελλόμενο με ένα αντίστοιχο ρυθμό: για κάθε παράγοντα αύξησης του χρόνου κατά 10², κάθε φορά, το μέγεθος του σύμπαντος αυξανόταν κατά ένα παράγοντα του δέκα. Έτσι ενώ ο χρόνος αυξήθηκε 100 φορές, από τα 10^-39 στα 10^-37  δευτερόλεπτα μετά το Big Bang, οι διαστάσεις του αυξήθηκαν μόνο κατά μία τάξη μεγέθους. Ενώ η θερμοκρασία του έπεσε στους 10²⁸ βαθμούς από τους 10³⁰ βαθμούς

Τότε όμως έγινε ξαφνικά μια δραματική αλλαγή. Το Σύμπαν εξερράγη, αυξάνοντας το μέγεθός του κατά τον τεράστιο παράγοντα του 10^2O σε μόλις 10^-35 δευτερόλεπτα.

Το πληθωριστικό μοντέλο δέχεται ότι από την χρονική στιγμή 10^-35 sec το σύμπαν διπλασιάζεται σε μέγεθος κάθε 10^-34 sec που περνάει. Αλλά αν το σύμπαν διπλασιάζεται κάθε 10^-34 sec. οι γραμμικές διαστάσεις του μεγαλώσουν τρομερά, τουλάχιστον κατά 10⁵⁰ φορές!

Ο ρυθμός διαστολής είναι μεγαλύτερος και από την ταχύτητα του φωτός. Το παλαιό μοντέλο πρόβλεπε ρυθμό διαστολής μόνο με τη ταχύτητα του φωτός. Γιατί όμως;

Οι Μεγάλες Ενοποιημένες Θεωρίες (GUT) διατυπώνουν το αξίωμα ότι, η θερμοκρασία των 10²⁸ βαθμών , που βρέθηκε το σύμπαν, είναι κρισιμότατη ώστε να μπορούν να συμβούν δραματικές αλλαγές όταν επιτευχθεί αυτή η τιμή. Είναι η θερμοκρασία οποία τα σωματίδια που είναι φορείς της Μεγάλης Ενοποιημένης Δύναμης (ονομαζόμενα μποζόνια Χ) δεν μπορούσαν πλέον να παραχθούν, επειδή η ενέργεια που αντιστοιχεί σε κάθε τέτοιο σωμάτιο δεν ήταν πλέον διαθέσιμη, λόγω του ότι η θερμοκρασία είχε πέσει.

Επομένως, καθώς η θερμοκρασία πλησίασε τους 10²⁸ βαθμούς, τα μποζόνια Χ εξαφανίστηκαν και, αντί να ασκούν πίεση προς τα έξω, η ύλη του Σύμπαντος άρχισε ξαφνικά να υφίσταται μια πίεση προς τα μέσα. Η ελαστική αντοχή της ύλης ήταν αφάνταστα υψηλή, 10⁹⁶ φορές μεγαλύτερη από αυτήν που έχει ο καλύτερος χάλυβας. Κανονικά κάποιος, θα περίμενε ότι μια τέτοια τεράστια δύναμη προς τα μέσα θα μπορούσε να σταματήσει τη διαστολή του Σύμπαντος ή, τουλάχιστον, να την επιβραδύνει. Αλλά οι προβλέψεις της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας είναι διαφορετικές.

Το πραγματικό αποτέλεσμα της ξαφνικής αλλαγής από πίεση προς τα έξω σε πίεση πpoς τα μέσα ήταν μια γρήγορη επιτάχυνση στον ρυθμό της διαστολής. Αυτή η περίοδος της ταχείας διαστολής έχει ονομαστεί "περίοδος του πληθωρισμού ή της διόγκωσης". Αν αυτή η αναπόδεικτη θεωρία είναι σωστή, το Σύμπαν διογκώθηκε κάπου 10^2O φορές ή και περισσότερο, μόνο μέσα σε 10^-35 δευτερόλεπτα!

Αλλά τί συνέβη με την ενέργεια που πρέπει να αναπτύχθηκε, καθώς το Σύμπαν διεστάλη ταχύτατα, παρά την ανασταλτική δύναμη. Η απάντηση είναι η ίδια όπως και για ένα χαλύβδινο καλώδιο που τεντώνεται: η ενέργεια αποθηκεύθηκε στην ύλη του Σύμπαντος, εκείνη τη στιγμή βρισκόταν σε μια περίεργη κατάσταση, γνωστή ως 'ψευδοκενό'. Τεράστιες ποσότητες ενέργειας ήταν αποθηκευμένες σε αυτό το ψευδοκενό, αλλά η κατάσταση αυτή δεν θα μπορούσε να διατηρηθεί για πάντα. Όπως ακριβώς συμβαίνει με ένα χαλύβδινο καλώδιο που τεντώνεται συνεχώς, η ύλη του Σύμπαντος έπρεπε να «σπάσει». Και έσπασε, απελευθερώνοντας ξαφνικά την αποθηκευμένη αυτή ενέργεια σε θερμότητα, αυξάνοντας τη θερμοκρασία ξανά στους 10²⁸ βαθμούς ή περίπου τόσο.

Στο τέλος της πληθωριστικής περιόδου, τα μποζόνια Χ, είχαν εξαφανισθεί για πάντα, και μαζί τους εξαφανίσθηκε και η Μεγάλη Ενοποιημένη Δύναμη. Από τότε όμως χώρισαν η ηλεκτρασθενής και η ισχυρή πυρηνική δύναμη (που συγκρατεί τα νουκλεόνια στους πυρήνες).

Με τις νέες δυνάμεις, η ύλη άσκησε για άλλη μια φορά μια πίεση προς τα έξω και το Σύμπαν επανήλθε στην βραδεία διαστολή του.

Η φάση της διαστολής κράτησε μόνο 10^-14 δευτερόλεπτα και μετά από αυτή τη σύντομη περίοδο της εκθετικής διαστολής, το σύμπαν μπορεί να περιγραφεί με τη παραδοσιακή φυσική όπως π.χ. ότι μια περιστρεφόμενη μπάλα θερμού αερίου και ενέργειας διαστέλλεται  με τη ταχύτητα του φωτός.

Λίγο αργότερα, 10^-9 δευτερόλεπτα, χώρισε η ηλεκτρασθενής στην ηλεκτρομαγνητική (που συγκρατεί τα ηλεκτρόνια στο άτομο) και στην ασθενή πυρηνική (που είναι υπεύθυνη για την διάσπαση β). 

Κοσμολογικές συνέπειες του πληθωρισμού

Υπάρχουν όμως ίχνη από αυτή την εκθετική διαστολή τα οποία οι αστρονόμοι θα μπορούσαν να αναζητήσουν και σήμερα;
Η απάντηση είναι ένα κατηγορηματικό «ναι».

Διότι ο πληθωρισμός είχε ως συνέπεια να θέσει το Σύμπαν σε μια κατάσταση εύθραυστης ισορροπίας που ταλαντεύεται ανάμεσα στην άπειρη διαστολή και στην τελική κατάρρευση. Γνωρίζουμε ότι για να συμβεί κάτι τέτοιο, η πυκνότητα της ύλης πρέπει να έχει μια κρίσιμη τιμή, τόση ακριβώς που να είναι αρκετή να επιβραδύνει βαρυτικά τον ρυθμό της διαστολής. Οι αστρονόμοι απέδειξαν, όπως έχει εξηγηθεί σε άλλο άρθρο, ότι η ποσότητα της συνήθους ύλης (πρωτόνια, νετρόνια, ηλεκτρόνια) είναι μόνο το 10% της κρίσιμης τιμής.

Εάν η έννοια του πληθωρισμού είναι σωστή, τότε το 90% της ύλης του Σύμπαντος δεν είναι η συνηθισμένη, αλλά βρίσκεται σε κάποια περίεργη μορφή, όπως είναι οι μαύρες τρύπες, τα νετρίνα με πεπερασμένη μάζα ή εξωτικά σωματίδια άγνωστα ακόμη στη Φυσική. Με άλλα λόγια, το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του Σύμπαντος πρέπει να είναι αθέατο. Είναι εντυπωσιακό το ότι οι αστρονόμοι έχουν εμφανείς ενδείξεις για την ύπαρξη αθέατης ύλης στα εξωτερικά τμήματα των γαλαξιών (η άλως των γαλαξιών) και στα σμήνη αυτών των γαλαξιών.

Είναι όμως αυτή η ύλη που προβλέπεται από τον πληθωρισμό;

Πολύ πρόσφατα, οι επιστήμονες της σωματιδιακής φυσικής έχουν εξαγάγει και άλλη μια συνέπεια του πληθωρισμού. Υποστηρίζουν ότι οι εξαιρετικά μικρής κλίμακας αυξομειώσεις της πυκνότητας της ύλης πριν από τον πληθωρισμό (που είναι αναπόφευκτη συνέπεια της Κβαντικής Θεωρίας) θα επεκτείνονταν, λόγω του πληθωρισμού, σε έναν όγκο που σήμερα καταλαμβάνει ολόκληρους γαλαξίες και σμήνη γαλαξιών. Ας θυμηθούμε επίσης, ότι αυτές  οι απειροελάχιστες αυξομειώσεις της πυκνότητας του νεαρού σύμπαντος, είναι εκείνες που οι θεωρητικοί αστροφυσικοί βρίσκουν σαν αιτία για τον σχηματισμό των γαλαξιών.

Προκύπτει έτσι κάτι καταπληκτικό. Οι μεγάλες συγκεντρώσεις της ύλης --σμήνη γαλαξιών, υπερσμήνη και γαλαξίες--  προέρχονται σύμφωνα με τη θεωρία του πληθωρισμού, από τις κβαντικές διακυμάνσεις όταν το σύμπαν είχε ηλικία 10^-35 δευτερόλεπτα!

Το περίεργο της κβαντικής φυσικής είναι ότι επιτρέπει στο σύμπαν μας να δημιουργηθεί από το τίποτα, από το κενό. Γιατί επιτρέπει να δημιουργούνται σωματίδια και γρήγορα να εξαφανίζονται με μια διαδικασία που λέγεται "διακύμανση του κενού".

Σε αυτό το μοντέλο προβλέπεται επίσης να δημιουργήθηκαν 10⁷⁸ περιοχές, που δημιούργηθηκαν τη χρονική στιγμή  10^-35 sec μετά το Big Bang!  Μια από τις περιοχές αυτές σχημάτισε το γνωστό μας Σύμπαν.

Το σύμπαν λοιπόν χρειαζόταν τον πληθωρισμό για να "πάρει μπροστά" επειδή όταν πρωτοεμφανίστηκε, ήταν μια μικρή μπάλα μεγέθους 10^-35 m,  ύλης και ενέργειας περίπου 10²⁰ φορές μικρότερο από το πρωτόνιο.

Το μοντέλο του πληθωρισμού έχει αρκετές επιτυχίες

Αυτή η θεωρία προβλέπει ότι μόνο μέχρι τη χρονική στιγμή των 10 ^-35 δευτερολέπτων, μπορούσαν να δημιουργηθούν βαρυόνια (πρωτόνια-νετρόνια, αντιπρωτόνια-αντινετρόνια), μετά απαγορευόταν από την πτώση της θερμοκρασίας. Αλλά υπήρχε όμως μια μικρή ασυμμετρία και σε κάθε 10⁹ ζευγάρια βαρυονίων-αντιβαρυονίων περίσσευε ένα βαρυόνιο. Όταν έγινε η εξουδετέρωση βαρυονίων από τα αντιβαρυόνια, τα βαρυόνια που περίσσεψαν έφτιαξαν τους γαλαξίες και τα αστέρια που βλέπουμε στο σύμπαν.

Η Θεωρία του Big Bang, της Μεγάλης Έκρηξης, δεν μπορεί να εξηγήσει γιατί πλεονάζει η συνηθισμένη ύλη έναντι της αντι-ύλης. Όμως οι θεωρίες GUT (Μεγάλες Ενοποιημένες Θεωρίες), μας δίνουν την εξήγηση. Η διάσπαση των πολύ βαρέων σωματιδίων που ονομάζονται μποζόνια Χ στα πρώτα 10 ^-35 δευτερόλεπτα της ιστορίας του σύμπαντος, δημιούργησε ελαφρώς μεγαλύτερους αριθμούς πρωτονίων από ό,τι αντιπρωτονίων.

Πως ελέγχεται όμως αυτή θεωρία; Αν το πρωτόνιο μπορεί να δημιουργηθεί μπορεί και να καταστραφεί.  Μπορούμε με τη βοήθεια των GUT να υπολογίσουμε τον χρόνο ζωής των πρωτονίων. Αυτή η ηλικία των πρωτονίων, λοιπόν, υπολογίζεται 100 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη της σημερινής ηλικίας του σύμπαντος. Γι'αυτό το θέμα γίνονται πειράματα μήπως ανακαλύψουμε κανένα πρωτόνιο που να καταστρέφεται.

Πρόσφατα, Μαϊος 2002, νέες μετρήσεις του κοσμικού υποβάθρου μικροκυμάτων (CMB), υποστηρίζουν την ιδέα μιας πρόωρης "πληθωριστικής" εποχής κατά τη διάρκεια της οποίας ο αισθητός κόσμος, επεκτάθηκε με ταχύτητα πάνω από την ταχύτητα του φωτός και μικροσκοπικές κβαντικές διακυμάνσεις, στην πυκνότητα της ύλης, ενισχύθηκαν δημιουργώντας πολύ μεγαλύτερες δομές. Αυτές οι δομές αποτυπώνονται στο CMB ως εξασθενημένες μεταβολές στη θερμοκρασία, στις περιοχές του ουρανού που αποτυπώνονονται στην περιοχή των μικροκυμάτων.

Η κοσμολογική θεωρία του πληθωριστικού Σύμπαντος αναπτύχθηκε κατά ένα μέρος για να λύσει και το πρόβλημα των μαγνητικών μονόπολων.  Την εποχή λοιπόν μετά τα 10^-35 sec, οι κβαντικές διακυμάνσεις με ένα ειδικό τρόπο του κβαντικού πεδίου, οδήγησαν το σύμπαν να διασταλεί τόσο γρήγορα που η πυκνότητα των μονόπολων που παρήχθησαν στην αρχή του Big bang ελαττώθηκε τόσο, ώστε να μην βλέπουμε πια κανένα μονόπολο μέσα στο ορατό μας Σύμπαν.

Εξηγεί το πρόβλημα των οριζόντων. Γιατί δηλαδή πολύ απομακρυσμένα μέρη του Σύμπαντος -περιοχές τόσο μακρυά η μια με την άλλη που καμιά επικοινωνία μεταξύ τους δεν είναι δυνατή - μοιάζουν εν τούτοις τόσο παρόμοιες σαν να ήταν οι πλησιέστεροι γείτονες. Η θεωρία του πληθωρισμού προτείνει ότι όταν ξεκίνησε ο κόσμος, αυτές οι περιοχές ήταν πράγματι γείτονες και έπειτα διαχωρίστηκαν πολύ γρήγορα σε μεγάλες αποστάσεις.

Επίσης επιλύει το πρόβλημα της επιπεδότητας του   χωρόχρονου, κάνοντας το Σύμπαν επίπεδο. Οποιαδήποτε καμπυλότητα του χωροχρόνου θα είχε απαλειφθεί από την ταχύτατη εκείνη διαστολή του Σύμπαντος. Επιπλέον, η πληθωριστική διαστολή θα είχε παράσχει έναν τρόπο για τις τυχαίες υποατομικές διακυμάνσεις στο αρχικό Σύμπαν να διογκωθούν σε μακροσκοπικές αναλογίες. Κατά τη διάρκεια του χρόνου, η βαρύτητα θα μπορούσε έπειτα να σχηματοποιήσει αυτές τις παραλλαγές στο αραχνοειδές δίκτυο των γαλαξιών και των κενών μεταξύ τους που φαίνονται στο Σύμπαν σήμερα.

Το μοντέλο του Big Bang όταν συνδυάζεται με τον πληθωρισμό ταιριάζει με διάφορες σημαντικές παρατηρήσεις, συμπεριλαμβανομένης της λεπτομερούς δομής της ακτινοβολίας που αποκαλείται Κοσμικό Υπόβαθρο Μικροκυμάτων, και η οποία είναι υπόλειμμα από την γέννηση του κόσμου. Τα στοιχεία που συγκεντρώνονται από διάφορα μπαλόνια-παρατηρητήρια και επίγεια τηλεσκόπια επιβεβαιώνουν τις προβλέψεις του μοντέλου του πληθωρισμού.

Αλλά όμως μερικοί κοσμολόγοι αντιμετωπίζουν τον πληθωρισμό ως μυστηριώδη, πρόσθετη, ειδική επινόηση . Παραδείγματος χάριν, κανένας δεν ξέρει ποιος τύπος δύναμης προκάλεσε την αρχή του πληθωρισμού ή τι την τελείωσε. Οι επιστήμονες έχουν ψάξει αρκετά έτη για να βρούν είτε έναν φυσικότερο τρόπο να ενσωματώσουμε τον πληθωρισμό στη θεωρία είτε ένα εναλλακτικό μοντέλο βασισμένο σε νέα φυσική.

Είναι γεγονός πως το πληθωριστικό κοσμολογικό μοντέλο είναι ένα ενεργό πεδίο με άλυτα προβλήματα. Γίνονται όμως τώρα πειράματα που προσανατολίζονται στην ανίχνευση μαγνητικών μονόπολων, και ό,τι πληροφορίες θα μάθουμε από αυτά τα πειράματα θα μας δώσουν γνώση για το τι έγινε τις πρώτες στιγμές του Big Bang.

Το Πεδίο Inflaton-Οι ιδέες της Σωματιδιακής Φυσικής στην θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης

Για να δικαιολογήσει την ταχεία διαστολή, η κοσμολογία, χρησιμοποιεί μια νέα ιδέα που προέρχεται από την σωματιδιακή φυσική: το πεδίο inflaton.

Στην σύγχρονη φυσική τα στοιχειώδη σωματίδια, όπως τα πρωτόνια και ηλεκτρόνια, αναπαρίστανται από κβαντικά πεδία, τα οποία προσομοιάζουν στα γνώριμα ηλεκτρικά, μαγνητικά και βαρυτικά πεδία. 'Ενα πεδίο είναι απλά μια συνάρτηση του χώρου και του χρόνου, της οποίας οι ταλαντώσεις ερμηνεύονται ως σωματίδια.

Τα πεδία ευθύνονται για τη διάδοση των δυνάμεων. Το πεδίο inflaton μεταδίδει μια δύναμη "αντιβαρύτητας" που διευρύνει το χώρο. Με κάθε δεδομένη τιμή του πεδίου inflaton σχετίζεται μια δυναμική ενέργεια. Το πεδίο αυτό προσπαθεί να βρεθεί στον πυθμένα του δυναμικού του (βλέπε εικόνα παρακάτω), όπως μια μπάλα που κατρακυλάει από ένα λόφο.

Το πεδίο Inflaton, η αιτία της πληθωριστικής διαστολής του χώρου, συμπεριφέρθηκε όπως μια μπάλα που κυλά σε μια πλαγιά: Αναζητούσε το ελάχιστο της δυναμικής του ενέργειας (κατακόρυφος άξονας). Η αρχική τιμή του πεδίου ήταν υψηλή λόγω των κβαντικών διαδικασιών στην έναρξη του χρόνου.
Ενώ στον συμβατικό πληθωρισμό, το πεδίο κινήθηκε κατευθείαν στο ελάχιστο του. Στον ανοικτό όμως πληθωρισμό, παγιδεύτηκε σε ένα τοπικό ελάχιστο. Σε όλη σχεδόν την έκταση του σύμπαντος, το πεδίο παρέμεινε εκεί και ο πληθωρισμός δεν τερματίστηκε ποτέ.
Σε ορισμένες όμως τυχερές περιοχές, το πεδίο μπόρεσε να ξεφύγει, μέσω του κβαντικού φαινομένου σήραγγας, απ' το τοπικό ελάχιστο και ολοκλήρωσε την κάθοδό του.
Μια τέτοια περιοχή έγινε τελικά η φυσαλίδα μέσα στην οποία ζούμε. Μόλις το πεδίο πλησίασε στο ελάχιστό του, τελική θέση ισορροπίας, άρχισε να ταλαντώνεται πέρα-δώθε, γεμίζοντας το χώρο με ύλη και ακτινοβολία. Το Big Bang είχε αρχίσει.

Απ' την άλλη, η διαστολή του σύμπαντος εισάγει κάτι που θα μπορούσε να χαρακτηρισθεί ως κάποιου είδους "κοσμολογική τριβή", η οποία αντιτίθεται στην "κάθοδο". Για όσο διάστημα επικρατεί η τριβή, το πεδίο inflaton έχει μια σχεδόν σταθερή τιμή (η μπάλα παραμένει κολλημένη στη θέση της), πράγμα που σημαίνει ότι η δύναμη της αντιβαρύτητας κερδίζει σε ισχύ σε σχέση με τη βαρύτητα. 'Eτσι η απόσταση μεταξύ δυο αντικειμένων, που κάποτε βρίσκονταν κοντά, μεγαλώνει με όλο και ταχύτερους ρυθμούς. Τελικά το πεδίο εξασθενεί και μετατρέπει την εναπομένουσα ενέργειά του σε ακτινοβολία.

Μετά απ' αυτή τη πληθωριστική διαστολή, το σύμπαν συνεχίζει να εξελίσσεται όπως και στο συμβατικό μοντέλο του big bang.

Αναφορές:
1.  Ελληνική έκδοση του Scientific American. Άρθρο των Martin Bucher και David Spergel.
2. Το Αθέατο Σύμπαν, George Field και Eric Chaisson, Πανεπιστημιακές Εκδόσεις Κρήτης.
3. John Gribbin, Το Big Bang.