Moderne kosmologi – Verdenshistorien bind 0

Forståelsen af universet er stadig præget af store huller.

For eksempel ved vi, at 95 procent af indholdet i universet er i form af noget, vi ikke kan se, nemlig mørkt stof og mørk energi. Begge har afgørende indflydelse på universets egenskaber, men vi aner ikke, hvad det er.

Og vi ved heller ikke med sikkerhed, om universet har haft en begyndelse, eller om det altid har været der.

Et univers, der udvider sig

Hvordan er det univers, vi ser omkring os, opstået, og hvordan er det kommet til at se ud, som det gør? Det er fundamentalt set de to spørgsmål, kosmologi som naturvidenskabeligt forskningsområde forsøger at finde svar på.

Det meget korte svar på det første spørgsmål er: Vi ved det ikke!

Men det er formentlig et spørgsmål, der altid har optaget menneskeheden, siden vi opstod som art. Verden over er der tusindvis af forskere, der i dag arbejder på at besvare spørgsmålet, og det kan jo ses som både en indikation af, at spørgsmålet er voldsomt interessant, og at der måske er mulighed for at besvare det.

Med hensyn til det andet spørgsmål er svaret en hel del nemmere. I dette tilfælde ved vi faktisk allerede i ret stor detalje, hvordan universet har udviklet sig – for eksempel hvordan de grundstoffer, vi selv og verden omkring os består af, er dannet. Som vi kommer til at se lidt senere, er det dog også sådan, at de to spørgsmål er knyttet uløseligt sammen.

I sidste ende er vi nødt til at forstå, hvordan universet er opstået (hvis det altså er det), for at forstå, hvorfor det ser ud, som det gør.

Kosmologi adskiller sig fra andre grene af fysikken

Fysik som videnskab er grundlæggende baseret på vores evne til at udlede fundamentale egenskaber ved naturen. Det sker ud fra eksperimenter og observationer.

Herved adskiller kosmologi sig ikke fra andre grene af fysikken, selvom det selvfølgelig er vanskeligt at lave nye eksperimenter.

Vi må nu engang nøjes med det ene eksperiment, der allerede er lavet for os: universet. Den mest fundamentale observation i kosmologien er at måle, hvordan galakser – store samlinger af stjerner som for eksempel vores egen Mælkevej – ligger fordelt i rummet, og hvordan de bevæger sig i forhold til hinanden.

Når man observerer meget fjerne galakser i vores univers, er der en bestemt egenskab, der er gennemgående for dem alle: De fjerner sig fra os, og jo længere de er væk, desto hurtigere fjerner de sig.

Naivt skulle man måske forvente, at det betyder, at Jorden ligger i centrum af noget, der på et tidspunkt har været en gigantisk eksplosion – altså en form for tilbagevenden til verdensbilledet før Kopernikus i 1500-tallet med Jorden i universets centrum.

Sådan en fortolkning er nu slet ikke i overensstemmelse med, hvad vi ellers ved om fysikkens love.

Hubbles oprindelige observationer blev bekræftet

Heldigvis er der en forklaring, der er konsistent med den moderne fysik – i dette tilfælde Einsteins generelle relativitetsteori. Det er i virkeligheden rummet selv, der udvider sig.

Galakserne (vores egen inklusive) bevæger sig kun ganske langsomt rundt, men fordi rummet udvider sig, vil fjerne galakser flytte sig bort fra os med meget stor hastighed.

Fortolkningen kan kun være rigtig, hvis hastigheden vokser præcis proportionalt med afstanden til galaksen. Mirakuløst nok er det præcis, hvad man finder.

I 1929 fremlagde den amerikanske astronom Edwin Hubble helt nye målinger af en række fjerne galakser. Målingerne viste præcis den rette sammenhæng mellem hastighed og afstand – relationen er nu kendt som Hubbles lov.

Hubbles oprindelige observationer fra 1929 var set med nutidens øjne ikke specielt imponerende.

Men de pegede i den rigtige retning, og de er siden blevet bekræftet ud over enhver tvivl ved hjælp af langt mere detaljerede observationer med anvendelse af teknologi, der ikke fandtes i 1929.

Den kosmiske baggrundsstråling

Men selve ideen om rummets udvidelse og eksistensen af Hubbles lov fører uundgåeligt til en række nye og meget dybe spørgsmål.

For eksempel: Hvis rummet udvider sig hele tiden, har universet – som vi kender det – så altid været her? Al materie i universet må jo have ligget tættere sammen, når man går tilbage i universets historie.

Det er endda heller ikke voldsomt vanskeligt at regne sig frem til, hvornår alting har ligget oven i hinanden i et enkelt punkt eller sagt på en anden måde: Hvornår rummet ikke havde nogen udstrækning.

Det følger af Hubbles lov, at det må have været for cirka 15 milliarder år siden. Universet, som vi kender det, har altså ikke altid set ud, som det gør nu.

Selvom 15 milliarder år er næsten ufattelig lang tid målt med en menneskelig målestok, er det for eksempel ikke meget længere, end en stjerne som Solen kan forventes at leve.

Det er altså bestemt ikke kun et filosofisk spørgsmål, hvordan universet så ud for meget længe siden. Faktisk har det direkte betydning for, hvordan og hvornår stjerner har kunnet dannes.

Termodynamikkens love virker også på universet som helhed

Universet har således set meget anderledes ud, fordi det var meget tættere, men det har også været helt ekstremt meget varmere.

Man kan for eksempel tænke på, hvad der sker med en gas, når man presser den sammen – altså når molekylerne bliver mast tættere sammen.

De termodynamiske love fortæller os, at gassen bliver varmet op, præcis som den køler af, når den udvider sig.

Man kan for eksempel teste effekten på sin cykel derhjemme. Når man lukker luften ud af cykelslangen, bliver ens finger kold, hvis man holder den i nærheden af slangen, fordi luftens temperatur falder, mens den udvider sig.

Termodynamikkens love virker faktisk også på universet som helhed. En af konsekvenserne er, at det tidligere univers ikke bare var meget tæt, men også meget varmt, mens universet i fremtiden kommer til at være meget koldt og tomt.

Hvis man varmer noget op, udsender det stråling

Men hvilke forhold har der så været i det meget tidlige univers, udover at det altså har været gevaldigt meget varmere end nu?

Indtil midten af 1960'erne var man ikke sikker på, hvordan universet havde udviklet sig, men en teoretisk forudsigelse var, at der i vores nuværende univers burde være en rest af stråling, der stammer fra det tidlige univers – den såkaldte kosmiske baggrundsstråling.

Grunden er igen ret ligetil: Hvis man varmer noget op, udsender det stråling. Mennesker er for eksempel som oftest varmere end deres omgivelser, og man kan se den infrarøde stråling, hvis man har et infrarødt kamera.

Hvis vi går tilbage i universets historie, bør der således blive varmere og varmere jo længere, vi kommer tilbage i tiden. Vi vil passere forbi punkter, hvor universet var fyldt med infrarød stråling.

Længere tilbage i tiden vil det være synligt lys, og meget langt tilbage i det tidlige univers vil det være gammastråling.

En instrumental støjkilde viste sig at være baggrundsstråling

Den russisk-amerikanske atomfysiker George Gamow (1904-1968) var i 1948 den første til at påpege, at baggrundsstrålingen burde eksistere.

To af hans samarbejdspartnere Ralph Alpher (1921-2007) og Robert Herman (1914-1997) lavede kort tid efter en beregning, der viste, at baggrundsstrålingens nuværende temperatur burde være omkring 5 grader Kelvin (5 grader over det absolutte nulpunkt eller omkring -268 grader celsius).

Selvom de fleste kosmologer kendte beregningerne, blev baggrundsstrålingen faktisk målt ved et tilfælde i 1965 af to amerikanske ingeniører Arno Penzias og Robert Wilson.

De var egentlig i gang med et studie af galakser, der udsender radiostråling, men opdagede en svag støjkilde i deres instrument, som de i første omgang ikke var i stand til at forklare.

Ironisk nok blev opdagelsen faktisk forklaret for dem af en gruppe forskere ledet af fysikeren Robert Dicke (1916-1997). Hans gruppe var netop i færd med at konstruere et teleskop til måling af baggrundsstrålingen, men blev altså snydt for opdagelsen på målstregen.

For at føje spot til skade var det faktisk kun muligt for Penzias og Wilson overhovedet at måle baggrundsstrålingen, fordi de brugte en type radiomodtager, der var blevet opfundet af Robert Dicke under 2. verdenskrig!

Hvor kommer det hele fra?

Ved at måle på baggrundsstrålingen kan man lære utroligt meget om universets udvikling. For eksempel ser baggrundsstrålingen stort set ens ud i alle retninger – bortset fra meget små forskelle i intensiteten.

Grunden er, at universet i sin første fase så meget ensartet ud overalt.

Vores nuværende univers er helt anderledes. Der er masser af ujævnheder. Stjerner og planeter har stor tæthed, mens rummet imellem dem er stort set tomt.

Spørgsmålet er derfor: Kan det lade sig gøre at forstå, hvordan vores nuværende univers er blevet til i løbet af de mellemliggende 13 milliarder år?

Svaret er et meget klart ja. Vi forstår faktisk universets udvikling frem til i dag meget præcist.

Eksempelvis ved vi, at universet indeholder store mængder af mørkt stof, der ikke udsender eller absorberer lys, og endda den såkaldte mørke energi, der får universet til at udvide sig hurtigere og hurtigere.

En stille udvikling af universet er fortsat frem til i dag

Vi forstår også overordentlig præcist, hvordan de små ujævnheder i det tidlige univers over tid er vokset og har dannet galakser, galaksehobe (det vil sige klumper af galakser) og i sidste ende al den struktur, vi ser i universet i dag.

Vi ved, at de første stjerner begyndte at udsende lys omkring 500 millioner år efter universets opståen. Vi ved også, at de var meget anderledes end stjernerne i det nuværende univers.

Mange af dem har været langt større end de nuværende stjerner – måske mere end 1.000 gange så tunge som Solen.

Efter den første hektiske dannelse af tunge stjerner, der kun levede meget kort, begyndte en mere stille udvikling af universet, der er fortsat frem til i dag.

Stjernerne ligger samlet i galakser, der til stadighed smelter sammen til endnu større galakser, der igen ligger i gigantiske galaksehobe.

Ved at måle på universet over meget store afstande og sammenligne med computersimuleringer af, hvordan struktur dannes, finder man en næsten forbløffende overensstemmelse. Vi forstår altså meget præcist, hvordan struktur dannes, og hvordan vores univers har udviklet sig.

Relativitetsteorien og kvantemekanikken er hver for sig fantastiske

Men selvom vi forstår, hvordan universet har udviklet sig, er der stadig et meget stort åbent spørgsmål: Hvor kommer det hele fra?

Beskrivelsen af universets udvikling sker ved hjælp af to af de vigtigste ingredienser i moderne fysik: den generelle relativitetsteori og kvantemekanikken.

Relativitetsteorien beskriver, hvordan universet opfører sig på store afstande, mens kvantemekanikken er nødvendig for at kunne beskrive, hvordan eksempelvis stråling (som den kosmiske baggrundsstråling) opfører sig.

Hver for sig er de fantastiske teorier, der beskriver den fysik, de omhandler, fuldstændig perfekt.

Desværre er der den meget uheldige hage ved det smukke billede, at de to teorier ikke umiddelbart kan forenes. Normalt er det ikke noget problem, for det er ikke nødvendigt at bruge generel relativitetsteori til at beskrive kvanteeffekter i laboratoriet.

Samtidig ved vi også, at kvantemekanikken kun er vigtig for små systemer, der består af få partikler, og at man derfor ikke umiddelbart skulle forvente, at kvantemekanikken kan influere hele universet.

Kvantemekanik og tyngdekraft – to uforenelige størrelser?

Spørgsmålet er bare, om universet nu også er så stort endda. Den del af universet, vi kan se på nuværende tidspunkt, er godt nok meget stor, og man behøver bestemt ikke kvantemekanik for at beskrive den. Men når man går tilbage i tiden, er det anderledes. Fordi lys ikke bevæger sig uendelig hurtigt, kan det kun nå at bevæge sig en bestemt afstand i den tid, universet har eksisteret.

Man kan nu regne ud, hvor mange partikler der befinder sig inden for dette område: Den såkaldte horisont. Begrebet er vigtigt, fordi kun partikler, der er inden for hinandens horisont, kan snakke sammen (de kan jo ikke udveksle information hurtigere end med lysets hastighed).

På nuværende tidspunkt er området inden for horisonten enormt, men når man går tilbage i tiden, har færre og færre partikler været synlige for hinanden. Tilpas langt tilbage i tiden har det ikke været muligt for ret mange partikler at se hinanden, og den generelle relativitetsteoris antagelse om, at kvantemekaniske effekter ikke har betydning for universet, bryder sammen.

To partikler vekselvirker med hinanden ved hjælp af udsendelse og absorption

Tidspunktet, hvor det sker, kaldes for Planck-tiden. Godt nok er det exceptionelt tæt på 'tidspunkt 0'. I tal er det 0,00 (og så 42 nuller mere) 1 sekund efter 'tidspunkt 0', og universets temperatur er ekstremt høj, men den er netop ikke uendeligt høj.

Man kan derfor ikke på nogen meningsfyldt måde bruge generel relativitetsteori til for eksempel at sige noget om, hvorvidt universet har en begyndelse eller altid har været der, for selve teorien bryder sammen, inden man når tilbage til 'tidspunkt 0'.

For at kunne besvare spørgsmålet er man nødt til at have en kvanteteori for tyngdekraften. Umiddelbart kan man tænke, at det ikke er så besværligt endda. Man kan tænke på tyngdekraften lidt på samme måde som de andre naturkræfter, vi kender. To partikler vekselvirker med hinanden ved hjælp af udsendelse og absorption af såkaldte virtuelle partikler – partikler, der hele tiden dannes og forsvinder igen.

Eksempelvis bliver et atom holdt sammen af den elektromagnetiske vekselvirkning. Men man kan også tænke på det som en konstant samtale mellem atomkernen og elektronskyen, der omgiver den, hvor begge parter hele tiden udsender og absorberer lyspartikler og dermed bestemmer, hvor de skal befinde sig i forhold til hinanden.

Kvanteteorien for elektromagnetismen indeholder uendeligheder

Tyngdekraften virker formentlig på samme måde – nu blot ved udsendelse og absorption af en ny type partikel, en graviton.

Man skulle derfor tro, at man kan kvantisere tyndekraften på samme måde som elektromagnetismen, men hvis man prøver at gøre det, løber man ind i nogle helt fundamentale problemer. Det viser sig, at en kvanteteori for tyngdekraften af helt principielle grunde aldrig kan bringes til at fungere.

Den indeholder uendeligheder, der ikke kan fjernes på en fornuftig måde, eller sagt med partikelfysikernes fagjargon: Teorien er ikke renormaliserbar, hvor renormalisering hentyder til et matematisk kunstgreb, som kan fjerne uendeligheder.

Kvanteteorien for elektromagnetismen indeholder til sammenligning også uendeligheder, men de kan netop fjernes med renormalisering. Desværre virker det altså ikke for tyngdekraften.

Ingen siger, at en rumlig dimension skal være uendeligt stor

For at forstå universets opståen og fysik ved meget høj energi og temperatur er det altså nødvendigt at kunne lave en kvanteteori for tyngdekraften. Mange muligheder er blevet undersøgt. Man får muligvis en idé om, hvilken retning man skal bevæge sig i, ved at overveje, om verden virkelig har tre rumlige dimensioner og en tidsdimension.

Det viser sig nemlig, at i en verden med fire rumlige dimensioner kan man nemt lave en renormaliserbar kvanteteori for tyngdekraften. Nu ser vi jo netop tre rumlige dimensioner og ikke 4, 7 eller 32, så umiddelbart virker det ikke som en meningsfuld hypotese.

Igen er der faktisk en mulig vej ud af problemet – måske er der ekstra dimensioner, men de er uden for vores synsvidde. Det lyder måske mærkeligt, men det er faktisk ikke så vanskeligt endda.

Der er for eksempel ingen, der siger, at en rumlig dimension skal være uendeligt stor (eller bare meget stor). Faktisk kan man argumentere for, at den totale udstrækning af en dimension burde være omkring 1 Planck-længde, som er den længde, lys kan bevæge sig i løbet af 1 Planck-tid være uendeligt stor (eller bare meget stor).

Faktisk kan man argumentere for, at den totale udstrækning af en dimension burde være omkring 1 Planck-længde, som er den længde, lys kan bevæge sig i løbet af 1 Planck-tid.

Dimensioner kan kompaktificeres ved at rulle dem sammen om sig selv

Postulatet om den naturlige størrelse af en dimension er jo åbenlyst forkert, når man ser på vores verden: Der er jo mindst tre dimensioner, som er langt, langt større. Men lad os nu antage, at der findes en eller flere ekstra rumlige dimensioner, der kun har meget lille udstrækning. I så fald ville det ikke være muligt at se dem, hvis de altså er tilpas små.

En simpel analogi er et stykke papir, der er rullet sammen. Hvis man ruller det meget stramt og ser på det tilpas langt borte, vil det se ud, som om det er en streg, altså et endimensionelt objekt. Når man kommer tættere på, vil man kunne se, at der faktisk er tale om et todimensionelt objekt.

Lidt på samme måde kan man kompaktificere en eller flere rumlige dimensioner ved at rulle dem sammen om sig selv. Den mindste længdeskala, man i øjeblikket kan måle i eksperimenter, er omkring en milliarddel af en milliarddel meter, så hvis man kan rulle en dimension sammen til mindre end den størrelse, vil man ikke kunne se den.

Det er svært at lave konkrete udregninger

Verden vil altså kunne se 3-dimensionel ud, mens den i virkeligheden have mange flere dimensioner. Denne paktifikation, altså sammenrulning af dimensioner, er en af ingredienserne i de fleste modeller for kvantetyngdekraft. Især er konceptet knyttet til den såkaldte superstrengteori, der altså netop repræsenterer en mulighed for at kunne konstruere en kvanteteori for tyngdekraften.

Men giver strengteori så faktisk et svar på, om universet er opstået ud af ingenting eller altid har været der? Svaret er, at vi simpelthen ikke ved det i øjeblikket. Strengteori lider under det fundamentale problem, at det er meget vanskeligt at lave konkrete udregninger.

Selv hvis strengteori viser sig at være den rigtige teori for kvantetyngdekraft, er det derfor et åbent, men selvfølgelig også et voldsomt interessant, spørgsmål, om det er muligt at forklare selve universets opståen ved hjælp af teorien.

Higgs-partiklen og kosmologi

Noget andet og måske lidt mere jordnært er, at ved introduktionen af kompaktifikation blev det ganske kort nævnt, at den mest naturlige længde for en dimension formentlig er omkring 1 Plancklængde. Så hvorfor er der tre rumlige dimensioner i vores univers, der er langt større?

Igen kender vi ikke svaret, men her har vi i det mindste et ret godt gæt. Teorien for, hvordan nogle af de rumlige dimensioner kan udvide sig til at være langt større end deres naturlige længde, kaldes for inflationsteorien.

Fysikkens love, i dette tilfælde den generelle relativitetsteori, fortæller, at et univers, der udvider sig, nødvendigvis må udvide sig langsommere og langsommere hele tiden.

Grunden er simpelthen, at tyngdekraften altid er tiltrækkende. Alt, der er i universet, trækker i alt andet og derved bremser udvidelsen langsomt op. Men hvis den naturlige størrelse af en dimension er omkring 1 Plancklængde, og den ikke kan udvide sig ret meget, er der jo et eller andet helt galt.

Universet udvider sig hurtigere og hurtigere

En helt anden ting er, at vi faktisk observerer, at universet i øjeblikket udvider sig hurtigere og hurtigere – en opdagelse, der udløste Nobelprisen i fysik i 2011 til Saul Perlmutter, Adam Riess og Brian Schmidt.

Hvis man begynder at grave lidt dybere, finder man ret hurtigt ud af en mulig forklaring. At universets udvidelse bliver stadig langsommere på grund af tyngdekraften, er en konsekvens af, at man antager, at alt i universet opfører sig præcis som det stof, vi kender omkring os. Måske kunne man forestille sig mere eksotiske former for stof, hvor den langsomme udvidelse ikke var en uundgåelig konsekvens?

I kvantefysikken findes et begreb, der kaldes et skalarfelt. Alle de elementarpartikler, der findes, er i kvantefysikken også associeret med et felt – for eksempel er lyspartiklen associeret med det elektromagnetiske felt. Et skalarfelt er på samme måde forbundet med en såkaldt skalar partikel.

Skalarfeltet er en elegant idé fra partikelfysikken

Indtil for nylig var eksistensen af skalare partikler en hypotese, som godt nok ikke var eksperimentelt bekræftet, men som af de fleste forskere blev anset som uundgåelig. Da forskere involveret i Large Hadron Collider (LHC)-eksperimentet ved det fælleseuropæiske partikelfysiklaboratorium CERN i sommeren 2012 annoncerede, at den såkaldte Higgs-partikel var fundet, stod man samtidig med beviset på eksistensen af skalare partikler i naturen – for det er netop det, Higgs-partiklen er.

Men hvad er det nu, der er så specielt ved et skalarfelt (og dermed skalare partikler)? Her kommer vi til endnu en meget elegant idé fra partikelfysikken.

Der var tale om en idé, der første gang blev udtænkt af den japansk-amerikanske fysiker Yoichiro Nambu. Han fik i øvrigt Nobelprisen herfor i 2008. Det er mange gange blevet nævnt i medierne, at partikelfysikkens standardmodel ikke virker uden eksistensen af Higgs-partiklen. Det er også ganske rigtigt, men der er faktisk endnu en egenskab, der er nødvendig for, at det virker.

Kvanteteorien giver os en løsning på problemet

Når man begynder at konstruere en kvanteteori fra bunden, eksempelvis i et forsøg på at forklare de kendte naturkræfter, støder man hurtigt på et meget alvorligt problem: Det er ikke muligt for nogen partikler at have masse, altså at veje noget.

Det er en skidt ting, for eksperimentelt kan vi måle, at langt de fleste partikler har masse (faktisk er fotonen den eneste kendte og målte partikel, der ikke har en masse). Heldigvis giver kvanteteorien også en løsning på problemet – det, der nu om dage omtales som Higgs- mekanismen.

Vekselvirkningen af den skalare Higgs-partikel med andre partikler kan netop give alle andre partikler en masse, men kun under forudsætning af, at der finder et såkaldt spontant symmetribrud sted.

Spontane symmetribrud

Spontane symmetribrud er faktisk noget, man ofte ser i naturen. Måske det bedste eksempel, og det, der oftest bliver brugt, er i magnetisme. Hvis man tager en almindelig køleskabsmagnet og varmer den op, holder den pludselig op med at være magnetisk ved en bestemt temperatur.

Hvis man forstår, hvordan magnetismen i magneten opstår, er fænomenet ret nemt at forklare. Alle atomerne i magneten har en kvantemekanisk egenskab, der kaldes spin. Man kan tænke på spin som en egenskab, der fortæller, hvordan atomet drejer om sig selv.

Ved høj temperatur har alle atomerne høj energi og støder hele tiden ind i hinanden. Resultatet er, at de drejer i tilfældige retninger. Når temperaturen falder, begynder de enkelte atomer at kunne mærke, hvilken vej deres naboer drejer, og de vil helst selv dreje i samme retning. Hele systemet begynder at indrette sig således, at alle atomer drejer samme vej. Derved bliver materialet magnetisk, men til gengæld har det mistet symmetri.

Hvor det før var ligegyldigt, hvilken retning man betragtede magneten fra (alle atomerne drejede jo i tilfældige retninger), er der nu en bestemt, foretrukken retning. Magneten har fået en nord- og syd- pol. Et næsten lignende fænomen optræder i partikelfysikken, men nu er det ikke en symmetri, der brydes i en af rummets retninger, men derimod i en mere matematisk konstruktion, der kaldes feltrummet.

En gas med negativt tryk bliver varmere ved udvidelse

Analogt med magneten er det sådan, at Higgs-feltet er symmetrisk ved høj energi. Det er lige meget, hvilken retning man betragter det fra (i feltrummet altså). I den situation kan man matematisk vise, at Higgs-partiklens vekselvirkning med alle andre partikler ikke giver anledning til masse. Men ved en bestemt energi, der godt nok er meget høj, brydes Higgs-feltets symmetri, og det giver samtidig både Higgs-partiklen og de andre partikler en masse.

Netop mens symmetribruddet foregår (ikke før eller efter), opfører skalarfeltet sig ret spektakulært. Det viser sig nemlig, at det giver anledning til et negativt tryk. Det er noget, der under normale omstændigheder ikke kan forekomme, og det har da også nogle virkelig mærkelige konsekvenser.

Før vi kommer til indvirkningen på universets udvidelse, er det værd at kigge lidt nærmere på, hvordan en gas med negativt tryk opfører sig: Normalt vil en gas som tidligere nævnt blive koldere, når den udvides.

Det er en konsekvens af energibevarelse, en af de mest fundamentale egenskaber i naturen. Men en gas med negativt tryk bliver faktisk varmere, når man udvider den. Det vil få gassen til at udvide sig endnu hurtigere og blive endnu varmere osv. Med andre ord løber processen helt løbsk.

Et skalarfelt og et spontant symmetribrud er nok til at få universet til at udvide sig

Præcis det samme sker faktisk med universets udvidelse under det spontane symmetribrud! Det begynder at udvide sig hurtigere og hurtigere. Et skalarfelt og et spontant symmetribrud er derfor nok til at få universet til at udvide sig med voksende hastighed.

Hvis denne proces fortsatte for altid, ville den føre til et univers, det var helt tomt – bortset fra skalarfeltet selv. Heldigvis er det netop kun, mens symmetribruddet sker, at udvidelsen er så hurtig. Man snakker i kosmologien om en inflationsfase.

Symmetribruddet, der involverer Higgs-feltet, skete meget tidligt i universets udvikling, da det havde en alder på omkring en ti milliard del sekund, og det kan altså ikke observeres direkte i det nuværende univers.

Vores viden er stadig meget mangelfuld

Desværre ved vi allerede, at den Higgs- partikel, der netop er blevet opdaget, ikke kan forklare, hvorfor universet har udvidet sig netop tilpas meget. Symmetribruddet varer simpelthen ikke længe nok til at kunne forklare inflationsfasen i det tidlige univers.

Men når man nu har opdaget en skalar partikel, er det meget nemt at forestille sig eksistensen af flere, hvoraf nogle kan forårsage inflation. Det er faktisk en forudsigelse fra rigtig mange af de modeller, der forsøger at beskrive fysik ved meget, meget høje energier, at de indeholder skalare partikler, der kan give anledning til inflation.

Det symmetribrud, der giver anledning til inflation i det tidlige univers, må formodes at være sket langt tidligere i universets udvikling end Higgs-symmetribruddet. Vi ved ikke præcis hvornår, men det kan have været helt tilbage omkring Planck-tiden.

Vi ved endnu ikke hvordan universet er opstået

Som det forhåbentlig er blevet klart, har vores forståelse af det univers, vi bor i, flyttet sig dramatisk i de seneste årtier. Vi forstår nu i stor detalje, hvordan vores univers har udviklet sig fra at være meget varmt og tæt – gennem inflationsfasen – til den fase, hvor strukturer som galakser begynder at dannes, og endelig frem til det univers, vi observerer omkring os i dag.

På trods af (eller måske netop på grund af) denne fantastiske forøgelse af vores viden er der også kommet en lang række nye og endnu uløste spørgsmål til. Hvad er hovedbestanddelen i det univers, der omgiver os? Vi ved, at der findes både mørkt stof og mørk energi, men ikke, hvad det faktisk er.

Vi er næsten sikre på, at inflationsfasen har fundet sted, men vi ved ikke, hvilken skalar partikel der har forårsaget den. Og endelig ved vi endnu ikke, hvordan vores univers er opstået, eller om det måske altid har været der.

Forhåbentlig vil i hvert fald en del af spørgsmålene blive besvaret i løbet af de kommende år.