Üks muljetavaldavamaid ja tähtsamaid ideid kaasaegses kosmoloogias väidab, et Universum koges oma varases arengus lühikest, kuid väga kiiret laienemise etappi, mida nimetatakse inflatsiooniks. See inflatsiooniline periood, mille XX sajandi 8. kümnendi lõpus ja 9. kümnendi alguses pakkusid välja sellised füüsikud nagu Alan Guth, Andrei Linde ja teised, annab elegantseid vastuseid mitmele sügavalt juurdunud kosmoloogilisele probleemile, sealhulgas horisondi ja tasapinna probleemidele. Veelgi olulisem on see, et inflatsioon aitab selgitada, kuidas Universumi suurte struktuuride (galaktikate, galaktikaparvede ja kosmilise võrgustiku) teke võis tuleneda väikestest, mikroskoopilistest kvantfluktuatsioonidest.
Selles artiklis käsitleme kvantfluktuatsioonide olemust ja kuidas kiire kosmiline inflatsioon neid venitas ja tugevdas, jättes lõpuks jäljed kosmilisse mikrolaine taustkiirgusse (CMB) ning saades galaktikate ja teiste Universumi struktuuride algusteks.
2. Algne olukord: varajane Universum ja inflatsiooni vajadus
2.1 Standardne Suure Paugu mudel
Enne inflatsiooni idee pakkumist selgitasid kosmoloogid Universumi arengut tuginedes Standardsele Suure Paugu mudelile. Selle vaate kohaselt:
- Universum algas väga tiheda ja kuuma olekuga.
- Universumi laienedes jahtus see ning aine ja kiirgus toimisid mitmesuguste vastastikmõjude kaudu (kergete elementide tuumade süntees, footonite eraldumine jne).
- Aja jooksul, gravitatsioonilise tõmbe mõjul, moodustusid tähed, galaktikad ja suured struktuurid.
Kuid isegi Standardne Suure Paugu mudel ei olnud piisav, et selgitada:
- Horisondi probleem: Miks kosmiline mikrolaine taustkiirgus (CMB) näib peaaegu kõikides suundades nii ühtlane, kuigi teoreetiliselt ei olnud suurtel Universumi aladel võimalik alates Universumi algusest infot (valgust) vahetada?
- Tasapinna probleem: Miks Universumi geomeetria on nii lähedane ruumilisele tasapinnale, st miks aine ja energia tihedus on peaaegu täiuslikult tasakaalus, kuigi selleks oleks vaja väga täpselt häälestatud algtingimusi?
- Monopolide (ja teiste reliktide) probleem: Miks ettenägematud eksootilised reliktid (nt magnetilised monopolid), mida prognoosivad mõned Suure Ühinemise teooriad, ei ole täheldatud?
2.2 Inflatsiooniline lahendus
Inflatsioon väidab, et väga varajases ajas – umbes 10−36 sekundit pärast Suurt Pauku (mõnede mudelite järgi) – faaside üleminek põhjustas tohutu, eksponentsiaalse ruumi laienemise. See lühike periood (kestnud võib-olla kuni ~10−32 sekundit) suurendas Universumi suurust vähemalt 1026 kordi (sageli viidatakse veelgi suurematele teguritele), seega:
- Horisondi probleem: Alad, mis täna näivad kunagi omavahel ühendust mitte omanud, olid tegelikult enne inflatsiooni tihedalt seotud ja seejärel "puhutud" väga kaugele üksteisest.
- Tasapinna probleem: Kiire laienemine "sirgestab" varajast ruumi kõverust, mistõttu Universum näib peaaegu tasapinnaline.
- Reliktide probleem: Võimalikud eksootilised reliktid hõrenevad nii palju, et muutuvad peaaegu avastamatuks.
Kuigi need omadused on muljetavaldavad, annab inflatsioon veelgi sügavama selgituse: struktuuride alged.
3. Kvantfluktuatsioonid: struktuuride seemned
3.1 Kvantne ebamäärasus kõige väiksematel skaalaastmetel
Kvantfüüsikas ütleb Heisenbergi ebamääratuse printsiip, et väljade sees on vältimatud fluktuatsioonid väga väikestel (subatomaarsetel) skaalaastmetel. Need fluktuatsioonid on eriti olulised igale universumit täitvale väljale – eriti nn "inflatonile", mis arvatakse olevat inflatsiooni põhjustaja, või teistele väljadel, sõltuvalt inflatsioonimudelist.
- Tühja ruumi fluktuatsioonid: Isegi "tühjas" tühja ruumi olekus on kvantväljal nullpunkti energia ja fluktuatsioonid, mis põhjustavad väikeseid energiakõikumisi või amplituudi kõrvalekaldeid ajas.
3.2 Mikroskoopilistest lainetest makroskoopiliste perturbatsioonideni
Inflatsiooni ajal laieneb ruum eksponentsiaalselt (või vähemalt väga kiiresti). Väike fluktuatsioon, mis algselt hõlmas osakest piirkonnast, mis on tuhandekordselt väiksem kui prooton, võib saada astronoomiliselt suureks venitatud. Täpsemalt:
- Algsed kvantfluktuatsioonid: Subplanckilistel või Plancki lähedastel skaalaastmetel kogevad kvantväljad väikeseid juhuslikke amplituudi kõikumisi.
- Inflatsiooni venitamine: Kuna universum laieneb eksponentsiaalselt, "külmuvad" need fluktuatsioonid kohe, kui nad jõuavad inflatsioonihorisondini (sarnaselt valgusele, mis ei saa tagasi pöörduda, kui see ületab laieneva piirkonna piiri). Kui perturbatsiooni skaala muutub inflatsiooni ajal suuremaks kui Hubble'i raadius, lõpetab see kvantlaine sarnase kõikumise ja muutub tegelikult klassikaliseks välja tiheduse perturbatsiooniks.
- Tiheduse perturbatsioonid: Pärast inflatsiooni muutub välja energia tavaliseks aineks ja kiirguseks. Piirkonnad, kus kvantfluktuatsioonide tõttu tekkis veidi erinev välja amplituud, muutuvad vastavalt veidi erineva tihedusega aine ja kiirguse piirkondadeks. Just need tihedamad või hõredamad piirkonnad saavad hilisema gravitatsioonilise tõmbe ja struktuuride moodustumise alguseks.
See protsess selgitab, kuidas juhuslikud mikroskoopilised fluktuatsioonid muutuvad suurteks universumi ebaühtlasteks piirkondadeks, mida täna näeme.
4. Mehhanism üksikasjalikumalt
4.1 Inflaton ja selle potentsiaal
Paljudes inflatsioonimudelites eeldatakse hüpoteetilist skalaarkuju, mida nimetatakse inflatoniks. Sellel väljadel on teatud potentsiaalne funktsioon V(φ). Inflatsiooni ajal määrab kogu universumi energiatihe peaaegu täielikult selle välja potentsiaalne energia, mis põhjustab eksponentsiaalset laienemist.
- Aeglase libisemise tingimus: Selleks, et inflatsioon kestaks piisavalt kaua, peab väli φ "aeglaselt libisema" oma potentsiaali mööda, nii et potentsiaalne energia muutub üsna vähe pikema aja jooksul.
- Kvantfluktuatsioonid inflatsioonis: Inflatsioon, nagu iga kvantvälja puhul, kogeb fluktuatsioone oma keskmise väärtuse (tühja ruumi taseme) ümber. Need kvantvariatsioonid piirkondades põhjustavad väikeseid energiatiheduse erinevusi.
4.2 Horisondi ületamine ja fluktuatsioonide "külmumine"
Oluline mõiste on Hubble'i horisont (või Hubble'i raadius) inflatsiooni ajal, RH ~ 1/H, kus H on Hubble'i parameeter.
- Subhorizontaalne faas: Kui fluktuatsioonid on väiksemad kui Hubble'i raadius, käituvad need nagu tavalised kvantlaineid, võnkuvad kiiresti.
- Horisondi ületamine: Kiire laienemine venitab fluktuatsioonide lainepikkust järsult. Kui nende füüsiline lainepikkus muutub suuremaks kui Hubble'i raadius, nimetatakse seda horisondi ületamiseks.
- Ülehorizontaalne faas: Pärast horisondi ületamist "külmuvad" need kõikumised põhimõtteliselt, säilitades peaaegu konstantse amplituudi. Sellisel hetkel muutuvad kvantfluktuatsioonid klassikalisteks perturbatsioonideks, mis hiljem kirjeldavad aine tiheduse jaotust.
4.3 Tagasipöördumine horisondi pärast inflatsiooni
Kui inflatsioon lõpeb (tavaliselt umbes ~10−32 sekundis, enamiku mudelite kohaselt), toimub üleküte (reheating): inflatoni energia muundub osakesteks, luues kuuma plasma. Universum läbib tavalisema Suure Paugu evolutsiooni, kus algselt domineerib kiirgus ja hiljem aine. Kuna Hubble'i raadius kasvab nüüd aeglasemalt kui inflatsiooni ajal, naasevad kunagi ülehorizontaalseteks muutunud fluktuatsioonide mõõtmed tagasi subhorizontaalsetesse piirkondadesse ja hakkavad mõjutama aine dünaamikat, kasvades gravitatsioonilise ebastabiilsuse mõjul.
5. Seos vaatlustega
5.1 Kosmilise mikrolaine taustkiirguse (KMF) anisotroopia
Üks silmapaistvamaid inflatsiooni edusamme on prognoos, et varajases universumis tekkinud tiheduse fluktuatsioonid jätavad kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuurikõikumistesse iseloomuliku mustri.
- Skaalast sõltumatu spekter: Inflatsioon prognoosib loomulikult peaaegu skaalast sõltumatut perturbatsioonide spektrit, st fluktuatsioonide amplituud on peaaegu sama erinevatel pikkusmõõtkavadel, väikese "kaldus" spektriga, mida me täna suudame täheldada.
- Akustilised tipud: Pärast inflatsiooni moodustavad footonite ja barioonide vedelikus toimuvad akustilised lained KMF võimsusspektris selged tipud. Sellised vaatlustulemused, näiteks COBE, WMAP ja Planck, mõõdavad neid tippe väga täpselt, kinnitades inflatsiooniperturbatsioonide teooria mitmeid omadusi.
5.2 Suur struktuur
Sama algse primaarne fluktuatsioon, mida näitab KMF, areneb aja jooksul miljardite aastate jooksul kosmiliseks galaktikate ja klastrite võrgustikuks, mida täheldatakse suuremahulistes vaatlusprojektides (nt Sloan Digital Sky Survey). Gravitatsiooniline ebastabiilsus tugevdab tihedamaid piirkondi, mis hiljem kokku varisevad filamentideks, haloideks ja klastriteks, samas kui hõredamad piirkonnad venivad tühimikeks (voids). Nende suurte struktuuride statistilised omadused (nt galaktikate jaotuse võimsusspekter) sobivad suurepäraselt kokku inflatsiooniteooria prognoosidega.
6. Teooriast multiversumini?
6.1 Igavene inflatsioon
Mõned mudelid väidavad, et inflatsioon ei lõpe alati kõikjal samaaegselt. Kvantinflatonvälja kõikumiste tõttu võib teatud ruumipiirkondades väli taas potentsiaali tõusta, mistõttu inflatsioon seal jätkub. Nii tekivad "mullid", kus inflatsioon lõpeb erineval ajal – see on igavese inflatsiooni või "multiversumi" hüpotees.
6.2 Teised mudelid ja alternatiivid
Kuigi inflatsioon on peamine teooria, püüavad mitmed alternatiivsed teooriad lahendada samu kosmoloogilisi probleeme. Nende hulgas on ekpirootilised/tsüklilised mudelid (põhinevad stringiteooria membraanide kokkupõrgetel) ja modifitseeritud gravitatsioon. Kuid ükski konkurentsivõimeline mudel ei ole veel jõudnud inflatsiooni lihtsusele ja täpselt sobivatele andmetele. Kvantfluktuatsioonide tugevdamise idee jääb enamiku teoreetiliste struktuuride moodustumise seletuste nurgakiviks.
7. Olulisus ja tuleviku suunad
7.1 Inflatsiooni jõud
Inflatsioon ei selgita mitte ainult suuri kosmilisi küsimusi, vaid pakub ka terviklikku mehhanismi varajaste fluktuatsioonide tekkeks. Paradoksaalne, kuid väikesed kvantfluktuatsioonid võivad jätta nii tohutu mõju – see rõhutab, kui tihedalt on kvantfenomenid seotud kosmoloogiaga.
7.2 Väljakutsed ja avatud küsimused
- Inflatoni olemus: Millised osakesed või väljad tegelikult inflatsiooni põhjustasid? Kas see on seotud Suure Ühtlusteooria, supersümmeetria või stringiteooria kontseptsioonidega?
- Inflatsiooni energiataset: Vaatlusandmed, sealhulgas gravitatsioonilainete mõõtmised, võiksid paljastada, millisel energiaskaalal inflatsioon toimus.
- Gravitatsioonilainete uuringud: Enamik inflatsioonimudeleid ennustab primaarset gravitatsioonilainete tausta. Sellised projektid nagu BICEP/Keck, Simonsi observatoorium ja tulevased CMB polarisatsiooni eksperimendid püüavad tuvastada või piirata "tensor- ja skaalarisuhet" r, mis viitab otseselt inflatsiooni energiataset.
7.3 Uued vaatlusvõimalused
- 21 cm kosmoloogia: Vaatlused 21 cm lainepikkusega vesiniku kiirgusest varajastel aegadel võimaldavad uuesti uurida kosmilise struktuuri tekkimist ja inflatsiooni perturbatsioone.
- Järgmise põlvkonna uuringud: Projektid nagu Vera C. Rubini observatoorium (LSST), Euclid jt lubavad üksikasjalikult kaardistada galaktikate ja tumeda aine jaotust, võimaldades täpsustada inflatsiooniparameetreid.
8. Kokkuvõte
Inflatsiooniteooria selgitab graatsiliselt, kuidas Universum võis esimestel sekundiosadel väga kiiresti laieneda, lahendades klassikalised Suure Paugu stsenaariumi probleemid. Samal ajal ennustab inflatsioon, et kvantfluktuatsioonid, mida tavaliselt tuvastatakse ainult subatomaarsel tasandil, suurendati kosmiliste mõõtmeteni. Just need fluktuatsioonid moodustasid tiheduse erinevused, mis määrasid galaktikate, parvede ja suure kosmilise võrgustiku tekkimise.
Siiski, kuigi arvukad täpsed kosmilise mikrolaine taustkiirguse ja suurstruktuuri vaatlused toetavad inflatsiooni mudelit, jääb palju vastamata küsimusi – alates inflatoni olemusest kuni inflatsioonipotentsiaali tõelise kuju ja isegi võimaluseni, et meie vaadeldav Universum on vaid üks lugematutest teistest multiversumis. Uute andmete kogunedes mõistame üha sügavamalt, kuidas väikesed kvantsed "klõpsud" kasvasid tähtede ja galaktikate rohkuseni, rõhutades tihedat seost kvantfüüsika ja makrokosmose vahel.
Allikad:
Hawking, S. W., & Ellis, G. F. R. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press.
– Klassikaline töö, mis uurib ruumaja kõverust ja singulaarsuse mõistet üldrelatiivsusteooria kontekstis.
Penrose, R. (1965). "Gravitational collapse and space-time singularities." Physical Review Letters, 14(3), 57–59.
– Artikkel tingimustest, mis põhjustavad singulaarsuste tekkimist tähtede kokkuvarisemisel.
Guth, A. H. (1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems." Physical Review D, 23(2), 347–356.
– Esimene olulise tähendusega töö, mis tutvustab kosmilise inflatsiooni mõistet, et lahendada horisondi ja tasasuse probleemid.
Linde, A. (1983). "Chaotic inflation." Physics Letters B, 129(3–4), 177–181.
– Alternatiivne inflatsioonimudel, mis käsitleb erinevaid stsenaariume ja Universumi algtingimuste küsimusi.
Bennett, C. L., et al. (2003). "First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results." The Astrophysical Journal Supplement Series, 148(1), 1.
– Peamised kosmilise taustkiirguse uuringud, mis kinnitavad inflatsiooni prognoose.
Planck Collaboration. (2018). "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters." Astronomy & Astrophysics.
– Viimased kosmoloogilised andmed, mis määratlevad Universumi geomeetria ja arengu erakordselt täpselt.
Rovelli, C. (2004). Quantum Gravity. Cambridge University Press.
– Põhjalik töö kvantgravitatsioonist, mis käsitleb alternatiivseid singulaarsuse tõlgendusi.
Ashtekar, A., Pawlowski, T., & Singh, P. (2006). "Quantum nature of the big bang: Improved dynamics." Physical Review D, 74(8), 084003.
– Artikkel sellest, kuidas kvantgravitatsiooni teooriad võivad muuta klassikalist Suure Paugu singulaarsuse pilti, pakkudes selle asemel "kvantset põrget".