Wszechświat inflacyjny

Original: http://astroweb.case.edu/ssm/USNA287/InflationGuthSteinhardt.html

Do 1980 roku większość naukowców uważała, że teoria Wielkiego Wybuchu – która głosi, że wszechświat powstał w wyniku jednej ogromnej eksplozji i późniejszej ekspansji – była najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem pochodzenia wszechświata. Jednak pierwotna teoria Wielkiego Wybuchu miała kilka wad. W 1981 roku amerykański kosmolog Alan Guth przedstawił nową teorię znaną jako model inflacyjny, który przedstawia bardziej szczegółowe wyjaśnienie tego, co mogło się wydarzyć w pierwszej ułamku sekundy istnienia wszechświata. Pomysły Gutha, rozwinięte z dziedziny badań znanej jako zunifikowana teoria pola, zostały zmodyfikowane i rozwinięte przez amerykańskiego fizyka teoretycznego Paula Steinhardta i innych na początku lat 80. Model inflacyjny ma wiele interesujących implikacji, w tym możliwość, że nasz wszechświat jest tylko jednym z miliardów wszechświatów i mógł powstać z niczego – co jeden kosmolog żartobliwie nazwał „ostatecznym darmowym lunchem”. Guth i Steinhardt wyjaśniają teorię inflacji w tym artykule z 1984 roku w Scientific American .

Nowa teoria kosmologiczna sugeruje, że obserwowalny wszechświat jest osadzony w znacznie większym obszarze przestrzeni, który przeżył niezwykły skok wzrostu ułamek sekundy po pierwotnym Wielkim Wybuchu

Autorzy: Alan H. Guth i Paul J. Steinhardt

W ciągu ostatnich kilku lat pewne wady standardowej teorii Wielkiego Wybuchu w kosmologii doprowadziły do opracowania nowego modelu bardzo wczesnej historii wszechświata. Model ten, znany jako wszechświat inflacyjny, dokładnie zgadza się z powszechnie akceptowanym opisem obserwowanego wszechświata dla wszystkich czasów po pierwszych 10-30sekundach . Jednak w tej pierwszej ułamku sekundy historia jest dramatycznie inna. Zgodnie z modelem inflacyjnym wszechświat miał krótki okres niezwykle szybkiej inflacji lub ekspansji, podczas którego jego średnica zwiększyła się o czynnik być może 1050 razy większy niż sądzono. W trakcie tego ogromnego skoku wzrostu cała materia i energia we wszechświecie mogła zostać stworzona praktycznie z niczego. Proces inflacyjny ma również ważne implikacje dla obecnego wszechświata. Jeśli nowy model jest poprawny, obserwowany wszechświat stanowi tylko bardzo małą część całego wszechświata.

Model inflacyjny ma wiele cech wspólnych ze standardowym modelem Wielkiego Wybuchu. W obu modelach wszechświat rozpoczął się między 10 a 15 miliardami lat temu jako pierwotna kula ognia o ekstremalnej gęstości i temperaturze, a od tego czasu rozszerza się i ochładza. Obraz ten skutecznie wyjaśnił wiele aspektów obserwowanego wszechświata, w tym przesunięcie ku czerwieni światła odległych galaktyk, mikrofalowe promieniowanie tła kosmicznego i pierwotne obfitości najlżejszych pierwiastków. Wszystkie te przewidywania dotyczą jedynie zdarzeń, które prawdopodobnie miały miejsce po pierwszej sekundzie, kiedy oba modele się pokrywają.

Do około pięciu lat temu było niewiele poważnych prób opisania wszechświata w jego pierwszej sekundzie. Uważa się, że temperatura w tym okresie była wyższa niż 10 miliardów stopni Kelvina i niewiele wiedziano o właściwościach materii w takich warunkach. Opierając się jednak na ostatnich osiągnięciach w fizyce cząstek elementarnych, kosmolodzy próbują teraz zrozumieć historię wszechświata do 10-45 sekundy po jego powstaniu. (Nawet wcześniej gęstość energii byłaby tak duża, że ogólna teoria względności Einsteina musiałaby zostać zastąpiona kwantową teorią grawitacji, która jak dotąd nie istnieje). Gdy standardowy model Wielkiego Wybuchu zostanie rozszerzony na te wcześniejsze czasy, pojawiają się różne problemy. Po pierwsze, staje się jasne, że model ten wymaga szeregu ścisłych, niewyjaśnionych założeń dotyczących początkowych warunków wszechświata. Ponadto większość nowych teorii cząstek elementarnych zakłada, że model standardowy doprowadziłby do ogromnej nadprodukcji egzotycznych cząstek zwanych monopolami magnetycznymi (z których każdy odpowiada izolowanemu północnemu lub południowemu biegunowi magnetycznemu).

Teoria wszechświata inflacyjnego została wynaleziona, aby przezwyciężyć te problemy. Równania opisujące okres inflacji mają bardzo atrakcyjną cechę: z niemal dowolnych warunków początkowych wszechświat ewoluuje dokładnie do stanu, który musiał być przyjęty jako początkowy w modelu standardowym. Co więcej, przewidywana gęstość monopoli magnetycznych staje się wystarczająco mała, aby być zgodna z obserwacjami. W kontekście ostatnich osiągnięć w teorii cząstek elementarnych model inflacyjny wydaje się być naturalnym rozwiązaniem wielu problemów standardowego obrazu Wielkiego Wybuchu.

Standardowy model Wielkiego Wybuchu opiera się na kilku założeniach. Po pierwsze, zakłada się, że podstawowe prawa fizyki nie zmieniają się w czasie i że efekty grawitacji są poprawnie opisane przez ogólną teorię względności Einsteina. Zakłada się również, że wczesny wszechświat był wypełniony niemal idealnie jednolitym, rozszerzającym się, intensywnie gorącym gazem cząstek elementarnych w równowadze termicznej. Gaz wypełniał całą przestrzeń, a gaz i przestrzeń rozszerzały się razem w tym samym tempie. Gdy uśredni się je na dużych obszarach, gęstości materii i energii pozostały niemal jednolite w różnych miejscach w miarę ewolucji wszechświata. Zakłada się ponadto, że wszelkie zmiany stanu materii i promieniowania były tak łagodne, że miały pomijalny wpływ na historię termodynamiczną wszechświata. Naruszenie ostatniego założenia jest kluczem do modelu wszechświata inflacyjnego.

Model Wielkiego Wybuchu prowadzi do trzech ważnych, eksperymentalnie sprawdzalnych przewidywań. Po pierwsze, model przewiduje, że w miarę rozszerzania się wszechświata galaktyki oddalają się od siebie z prędkością proporcjonalną do odległości między nimi. W latach dwudziestych Edwin P. Hubble wywnioskował właśnie takie prawo ekspansji ze swoich badań przesunięć ku czerwieni odległych galaktyk. Po drugie, model Wielkiego Wybuchu przewiduje, że powinno istnieć tło promieniowania mikrofalowego kąpiące wszechświat jako pozostałość intensywnego ciepła jego pochodzenia. Wszechświat stał się przezroczysty dla tego promieniowania kilkaset tysięcy lat po Wielkim Wybuchu. Od tego czasu materia skupiała się w gwiazdy, galaktyki i tym podobne, ale promieniowanie po prostu nadal się rozszerzało i przesuwało ku czerwieni, a w efekcie stygło. W 1964 roku Arno A. Penzias i Robert W. Wilson z Bell Telephone Laboratories odkryli tło promieniowania mikrofalowego odbieranego równomiernie ze wszystkich kierunków o efektywnej temperaturze około trzech stopni K. Po trzecie, model ten prowadzi do udanych przewidywań powstawania lekkich jąder atomowych z protonów i neutronów w ciągu pierwszych minut po Wielkim Wybuchu. W ten sposób można uzyskać udane przewidywania dotyczące obfitości helu 4, deuteru, helu 3 i litu 7. (Uważa się, że cięższe jądra powstały znacznie później we wnętrzu gwiazd.)

W przeciwieństwie do sukcesów modelu Wielkiego Wybuchu, które wszystkie odnoszą się do zdarzeń mających miejsce sekundę lub więcej po Wielkim Wybuchu, wszystkie problemy dotyczą czasów, gdy wszechświat miał znacznie mniej niż sekundę. Jeden zestaw problemów dotyczy szczególnych warunków wymaganych przez model, gdy wszechświat wyłonił się z Wielkiego Wybuchu.

Pierwszym problemem jest trudność wyjaśnienia jednorodności na dużą skalę obserwowanego wszechświata. Jednorodność na dużą skalę jest najbardziej widoczna w mikrofalowym promieniowaniu tła, o którym wiadomo, że jest jednorodne pod względem temperatury do około jednej części na 10 000. W standardowym modelu wszechświat ewoluuje o wiele za szybko, aby umożliwić osiągnięcie tej jednorodności za pomocą zwykłych procesów, w których układ zbliża się do równowagi termicznej. Powodem jest to, że żadna informacja ani proces fizyczny nie może rozprzestrzeniać się szybciej niż sygnał świetlny. W dowolnym danym momencie istnieje maksymalna odległość, znana jako odległość horyzontu, jaką sygnał świetlny mógł pokonać od początku istnienia wszechświata. W standardowym modelu źródła mikrofalowego promieniowania tła obserwowane z przeciwnych kierunków na niebie były od siebie oddalone o ponad 90 razy odległość horyzontu w momencie emisji promieniowania. Ponieważ regiony nie mogły się komunikować, trudno zrozumieć, w jaki sposób mogły wyewoluować warunki tak niemal identyczne.

Zagadka wyjaśnienia, dlaczego wszechświat wydaje się być jednolity na odległościach, które są duże w porównaniu z odległością horyzontu, jest znana jako problem horyzontu. Nie jest to prawdziwa niespójność modelu standardowego; jeśli założymy tę jednorodność w warunkach początkowych, wszechświat będzie ewoluował jednostajnie. Problem polega na tym, że jedna z najbardziej wyrazistych cech obserwowanego wszechświata – jego jednorodność na dużą skalę – nie może zostać wyjaśniona przez model standardowy; musi zostać założona jako warunek początkowy.

Nawet przy założeniu jednorodności na dużą skalę, standardowy model Wielkiego Wybuchu wymaga jeszcze jednego założenia, aby wyjaśnić niejednorodność obserwowaną w mniejszych skalach. Aby uwzględnić zlepianie się materii w galaktyki, gromady galaktyk, supergromady gromad itd., należy przyjąć widmo pierwotnych niejednorodności jako część warunków początkowych. Fakt, że widmo niejednorodności nie ma wyjaśnienia, jest sam w sobie wadą, ale problem staje się jeszcze bardziej widoczny, gdy model zostanie rozszerzony do 10-45 sekundy po Wielkim Wybuchu. Początkowe skupiska materii rozwijają się szybko z czasem w wyniku ich grawitacyjnego samoprzyciągania, a zatem model, który zaczyna się w bardzo wczesnym czasie, musi zaczynać się od bardzo małych niejednorodności. Aby zacząć w 10-45 sekundzie, materia musi zaczynać się w szczególnym stanie niezwykłej, ale nie do końca doskonałej jednorodności. Normalny gaz w równowadze termicznej byłby zdecydowanie zbyt niejednorodny z powodu przypadkowego ruchu cząstek. Ta osobliwość początkowego stanu materii wymagana przez standardowy model nazywana jest problemem gładkości.

Inny subtelny problem standardowego modelu dotyczy gęstości energii wszechświata. Zgodnie z ogólną teorią względności przestrzeń wszechświata może być w zasadzie zakrzywiona, a natura krzywizny zależy od gęstości energii. Jeśli gęstość energii przekracza pewną wartość krytyczną, która zależy od szybkości ekspansji, wszechświat jest uważany za zamknięty: przestrzeń zakrzywia się z powrotem do siebie, tworząc skończoną objętość bez granic. (Znaną analogią jest powierzchnia kuli, która ma skończoną powierzchnię i nie ma granicy). Jeśli gęstość energii jest mniejsza od gęstości krytycznej, wszechświat jest otwarty: przestrzeń zakrzywia się, ale nie zawraca do siebie, a objętość jest nieskończona. Jeśli gęstość energii jest równa gęstości krytycznej, wszechświat jest płaski: przestrzeń jest opisana przez znaną geometrię euklidesową (ponownie z nieskończoną objętością).

Stosunek gęstości energii wszechświata do gęstości krytycznej to wielkość, którą kosmolodzy oznaczają grecką literą Ù (omega). Wartość Ù = 1 (odpowiadająca płaskiemu wszechświatowi) reprezentuje stan niestabilnej równowagi. Gdyby Ù kiedykolwiek było dokładnie równe 1, pozostałoby dokładnie równe 1 na zawsze. Gdyby jednak Ù różniło się nieznacznie od 1 chwilę po Wielkim Wybuchu, odchylenie od 1 szybko rosłoby z czasem. Biorąc pod uwagę tę niestabilność, zaskakujące jest, że Ù jest dziś mierzone jako mieszczące się w przedziale od 0,1 do 2. (Kosmolodzy nadal nie są pewni, czy wszechświat jest otwarty, zamknięty czy płaski). Aby Ù znajdowało się dzisiaj w tym dość wąskim przedziale, jego wartość sekundę po Wielkim Wybuchu musiała być równa 1 z dokładnością do jednej części na 1015. Model standardowy nie oferuje żadnego wyjaśnienia, dlaczego Ù zaczęło się tak blisko 1, ale po prostu zakłada ten fakt jako warunek początkowy. Na tę wadę modelu standardowego, zwaną problemem płaskości, po raz pierwszy zwrócili uwagę w 1979 roku Robert H. Dicke i P. James E. Peebles z Uniwersytetu w Princeton.

P rzypadki i wady modelu Wielkiego Wybuchu, które rozważaliśmy do tej pory, obejmują kosmologię, astrofizykę i fizykę jądrową. Jednak gdy model Wielkiego Wybuchu jest śledzony wstecz w czasie, docieramy do epoki, dla której te gałęzie fizyki nie są już wystarczające. W tej epoce cała materia rozkłada się na składniki w postaci cząstek elementarnych. W próbie zrozumienia tej epoki kosmolodzy wykorzystali ostatnie postępy w teorii cząstek elementarnych. Rzeczywiście, jednym z ważnych osiągnięć ostatniej dekady było połączenie zainteresowań fizyką cząstek, astrofizyką i kosmologią. Wynikiem dla modelu Wielkiego Wybuchu wydaje się być co najmniej jeden kolejny sukces i co najmniej jedna kolejna porażka.

Być może najważniejszym osiągnięciem w teorii cząstek elementarnych w ciągu ostatniej dekady było pojęcie wielkich teorii zunifikowanych, których prototyp został zaproponowany w 1974 r. przez Howarda M. Georgiego i Sheldona Lee Glashow z Uniwersytetu Harvarda. Teorie te są trudne do zweryfikowania eksperymentalnie, ponieważ ich najbardziej charakterystyczne przewidywania odnoszą się do energii znacznie wyższych niż te, które można osiągnąć za pomocą akceleratorów cząstek. Niemniej jednak teorie te mają pewne poparcie eksperymentalne i tak elegancko ujednolicają rozumienie oddziaływań cząstek elementarnych, że wielu fizyków uważa je za niezwykle atrakcyjne.

Podstawowym pomysłem wielkiej zunifikowanej teorii jest to, że to, co postrzegano jako trzy niezależne siły – silną, słabą i elektromagnetyczną – jest w rzeczywistości częścią jednej zunifikowanej siły. W teorii symetria wiąże jedną siłę z drugą. Ponieważ doświadczalnie siły te są bardzo różne pod względem siły i charakteru, teoria jest skonstruowana tak, że symetria jest spontanicznie łamana w obecnym wszechświecie.

Spontanicznie złamana symetria to taka, która jest obecna w podstawowej teorii opisującej układ, ale jest ukryta w stanie równowagi układu. Na przykład ciecz opisana prawami fizycznymi, które są obrotowo symetryczne, sama jest obrotowo symetryczna: rozkład cząsteczek wygląda tak samo, niezależnie od tego, jak ciecz jest obrócona. Jednak gdy ciecz zamarza w kryształ, atomy układają się wzdłuż osi krystalograficznych, a symetria obrotowa zostaje złamana. Można by się spodziewać, że jeśli temperatura układu w stanie o złamanej symetrii zostanie podniesiona, może on przejść pewnego rodzaju przemianę fazową do stanu, w którym symetria zostanie przywrócona, tak jak kryształ może stopić się w ciecz. Wielkie teorie unifikacyjne przewidują taką przemianę w temperaturze krytycznej wynoszącej około 1027 stopni.

Jedna z nowych właściwości wielkich teorii zunifikowanych dotyczy cząstek zwanych barionami, klasy, której najważniejszymi członkami są proton i neutron. We wszystkich zaobserwowanych do tej pory procesach fizycznych liczba barionów minus liczba antybarionów nie zmienia się; w języku fizyki cząstek elementarnych mówi się, że całkowita liczba barionów układu jest zachowana. Konsekwencją takiego prawa zachowania jest to, że proton musi być absolutnie stabilny; ponieważ jest najlżejszym barionem, nie może rozpaść się na inną cząstkę bez zmiany całkowitej liczby barionów. Eksperymentalnie wiadomo, że czas życia protonu przekracza 1031 lat.

Wielkie teorie unifikacji zakładają, że liczba barionowa nie jest dokładnie zachowana. W niskiej temperaturze, w fazie złamanej symetrii, prawo zachowania jest doskonałym przybliżeniem, a zaobserwowane ograniczenie czasu życia protonu jest zgodne z co najmniej wieloma wersjami wielkich teorii unifikacji. W wysokiej temperaturze jednak oczekuje się, że procesy zmieniające liczbę barionową układu cząstek będą dość powszechne.

Jednym z bezpośrednich rezultatów połączenia modelu Wielkiego Wybuchu z teoriami wielkiej unifikacji jest udane przewidzenie asymetrii materii i antymaterii we wszechświecie. Uważa się, że wszystkie gwiazdy, galaktyki i pył obserwowane we wszechświecie mają postać materii, a nie antymaterii; ich cząstki jądrowe to bariony, a nie antybariony. Wynika z tego, że całkowita liczba barionów obserwowanego wszechświata wynosi około 1078.Przed pojawieniem się teorii wielkiej unifikacji, gdy uważano, że liczba barionów jest zachowana, ta całkowita liczba barionów musiała być postulowana jako kolejny początkowy warunek wszechświata. Jednak gdy połączymy teorie wielkiej unifikacji i obraz Wielkiego Wybuchu, zaobserwowany nadmiar materii nad antymaterią może być wytwarzany naturalnie przez oddziaływania cząstek elementarnych w temperaturach tuż poniżej temperatury krytycznej przejścia fazowego. Obliczenia w ramach wielkich teorii zunifikowanych zależą od zbyt wielu dowolnych parametrów, aby można było przeprowadzić ilościowe przewidywania, natomiast zaobserwowaną asymetrię materia-antymateria można uzyskać, dobierając rozsądne wartości parametrów.

Poważnym problemem wynikającym z połączenia wielkich teorii unifikacji z obrazem wielkiego wybuchu jest to, że duża liczba defektów jest zazwyczaj formowana podczas przejścia z fazy symetrycznej do fazy o złamanej symetrii. Defekty powstają, gdy obszary fazy symetrycznej przechodzą przejście do różnych stanów o złamanej symetrii. W analogicznej sytuacji, gdy ciecz krystalizuje, różne obszary mogą zacząć krystalizować z różnymi orientacjami osi krystalograficznych. Domeny o różnej orientacji kryształu rosną i łączą się, a energetycznie korzystne jest dla nich wygładzanie odchylenia wzdłuż ich granic. Wygładzanie jest jednak często niedoskonałe, a lokalne defekty pozostają.

W wielkich teoriach unifikacji istnieją poważne problemy kosmologiczne związane z defektami punktowymi, które odpowiadają monopolom magnetycznym, oraz defektami powierzchniowymi, zwanymi ścianami domenowymi. Oczekuje się, że oba będą niezwykle stabilne i niezwykle masywne. (Można wykazać, że monopol jest około 1016 razy cięższy od protonu). Domena skorelowanej fazy złamanej symetrii nie może być dużo większa niż odległość horyzontu w tym czasie, więc można oszacować minimalną liczbę defektów utworzonych podczas przejścia. W rezultacie po przejściu byłoby tak wiele defektów, że ich masa zdominowałaby gęstość energii wszechświata, a tym samym przyspieszyłaby jego późniejszą ewolucję. Promieniowanie tła mikrofalowego osiągnęłoby obecną temperaturę trzech stopni K zaledwie 30 000 lat po Wielkim Wybuchu zamiast 10 miliardów lat, a wszystkie udane przewidywania modelu Wielkiego Wybuchu zostałyby utracone. Tak więc każde udane połączenie wielkich teorii unifikacji i obrazu Wielkiego Wybuchu musi zawierać jakiś mechanizm, aby drastycznie stłumić produkcję monopoli magnetycznych i ścian domenowych.

Model wszechświata inflacyjnego wydaje się dostarczać satysfakcjonującego rozwiązania tych problemów. Zanim jednak model ten zostanie opisany, musimy najpierw wyjaśnić kilka szczegółów dotyczących łamania symetrii i przejść fazowych w wielkich teoriach zunifikowanych.

Wszystkie współczesne teorie cząstek, w tym teorie wielkiej unifikacji, są przykładami kwantowych teorii pola. Najbardziej znaną teorią pola jest ta, która opisuje elektromagnetyzm. Zgodnie z klasyczną (niekwantową) teorią elektromagnetyzmu opracowaną przez Jamesa Clerka Maxwella w latach 60. XIX wieku, pola elektryczne i magnetyczne mają ściśle określoną wartość w każdym punkcie przestrzeni, a ich zmienność w czasie jest opisana przez określony zestaw równań. Teoria Maxwella została zmodyfikowana na początku XX wieku w celu uzyskania spójności z teorią kwantową. W teorii klasycznej możliwe jest zwiększenie energii pola elektromagnetycznego o dowolną wartość, ale w teorii kwantowej wzrosty energii mogą następować tylko w postaci dyskretnych brył, kwantów, które w tym przypadku nazywane są fotonami. Fotony mają zarówno właściwości falowe, jak i cząsteczkowe, ale w leksykonie fizyki współczesnej są zwykle nazywane cząstkami. Ogólnie rzecz biorąc, formułowanie kwantowej teorii pola zaczyna się od klasycznej teorii pól, a przekształca się w teorię cząstek, gdy stosuje się zasady teorii kwantowej.

Jak już wspomnieliśmy, istotnym składnikiem wielkich teorii zunifikowanych jest zjawisko spontanicznego łamania symetrii. Szczegółowy mechanizm spontanicznego łamania symetrii w wielkich teoriach zunifikowanych jest pod wieloma względami prostszy niż analogiczny mechanizm w kryształach. W wielkiej teorii zunifikowanej spontaniczne łamanie symetrii jest osiągane poprzez uwzględnienie w sformułowaniu teorii specjalnego zestawu pól znanych jako pola Higgsa (na cześć Petera W. Higgsa z Uniwersytetu Edynburskiego). Symetria jest nienaruszona, gdy wszystkie pola Higgsa mają wartość zerową, ale jest spontanicznie łamana, gdy przynajmniej jedno z pól Higgsa przyjmuje wartość różną od zera. Co więcej, możliwe jest sformułowanie teorii w taki sposób, że pole Higgsa ma wartość różną od zera w stanie o najniższej gęstości energii, który w tym kontekście jest znany jako prawdziwa próżnia. W temperaturach większych niż około 1027 stopni fluktuacje termiczne powodują, że wartość równowagowa pola Higgsa spada do zera, co skutkuje przejściem do fazy symetrycznej.

Zgromadziliśmy już wystarczająco dużo informacji, aby opisać inflacyjny model wszechświata, zaczynając od formy, w jakiej został on po raz pierwszy zaproponowany przez jednego z nas (Gutha) w 1980 roku. Każdy model kosmologiczny musi zaczynać się od pewnych założeń dotyczących warunków początkowych, ale w przypadku modelu inflacyjnego warunki początkowe mogą być dość dowolne. Należy jednak założyć, że wczesny wszechświat obejmował co najmniej niektóre obszary gazu, które były gorące w porównaniu z temperaturą krytyczną przejścia fazowego i które również się rozszerzały. W tak gorącym obszarze pole Higgsa miałoby wartość zerową. Ponieważ ekspansja spowodowała spadek temperatury, stałoby się termodynamicznie korzystne dla pola Higgsa, aby uzyskać wartość różną od zera, doprowadzając układ do fazy złamanej symetrii.

Dla niektórych wartości nieznanych parametrów wielkich teorii zunifikowanych ta przemiana fazowa zachodziłaby bardzo wolno w porównaniu z szybkością chłodzenia. W rezultacie układ mógłby się ochłodzić do temperatury znacznie poniżej 1027stopni , a wartość pola Higgsa pozostałaby równa zeru. Zjawisko to, znane jako przechłodzenie, jest dość powszechne w fizyce materii skondensowanej; na przykład wodę można przechłodzić do temperatury o ponad 20 stopni poniżej jej temperatury zamarzania, a szkła powstają w wyniku szybkiego przechłodzenia cieczy do temperatury znacznie poniżej jej temperatury zamarzania.

W miarę jak obszar gazu nadal się przechładzał, zbliżał się do osobliwego stanu materii znanego jako fałszywa próżnia. Ten stan materii nigdy nie został zaobserwowany, ale ma właściwości, które są jednoznacznie przewidywane przez teorię pola kwantowego. Temperatura, a zatem składowa cieplna gęstości energii, szybko spadałaby, a gęstość energii stanu byłaby skoncentrowana całkowicie w polu Higgsa. Wartość zerowa dla pola Higgsa oznacza dużą gęstość energii dla fałszywej próżni. W klasycznej formie teorii taki stan byłby absolutnie stabilny, nawet jeśli nie byłby stanem o najniższej gęstości energii. Stany o niższej gęstości energii byłyby oddzielone od fałszywej próżni przez pośrednią barierę energetyczną i nie byłoby dostępnej energii, aby przenieść pole Higgsa przez barierę.

W kwantowej wersji modelu fałszywa próżnia nie jest absolutnie stabilna. Zgodnie z zasadami teorii kwantowej wszystkie pola podlegałyby ciągłym fluktuacjom. Jak po raz pierwszy opisał Sidney R. Coleman z Harvardu, fluktuacja kwantowa powodowałaby czasami, że pole Higgsa w małym obszarze przestrzeni „tunelowałoby” przez barierę energetyczną, zarodkując „bąbel” fazy złamanej symetrii. Następnie bańka zaczęłaby rosnąć z prędkością, która szybko zbliżyłaby się do prędkości światła, zamieniając fałszywą próżnię w fazę złamanej symetrii. Szybkość, z jaką tworzą się bąbelki, zależy wrażliwie od nieznanych parametrów wielkiej teorii unifikacji; w modelu inflacyjnym zakłada się, że szybkość ta byłaby niezwykle niska.

Najbardziej osobliwą właściwością fałszywej próżni jest prawdopodobnie jej ciśnienie, które jest zarówno duże, jak i ujemne. Aby zrozumieć dlaczego, rozważmy ponownie proces, w którym bańka prawdziwej próżni rozrastałaby się w obszar fałszywej próżni. Wzrost jest korzystny energetycznie, ponieważ prawdziwa próżnia ma niższą gęstość energii niż fałszywa próżnia. Wzrost wskazuje jednak również, że ciśnienie prawdziwej próżni musi być wyższe niż ciśnienie fałszywej próżni, zmuszając ścianę bańki do wzrostu na zewnątrz. Ponieważ ciśnienie prawdziwej próżni wynosi zero, ciśnienie fałszywej próżni musi być ujemne. Bardziej szczegółowy argument pokazuje, że ciśnienie fałszywej próżni jest równe ujemnej wartości jej gęstości energii (gdy obie wielkości są mierzone w tych samych jednostkach).

Ujemne ciśnienie nie powodowałoby sił mechanicznych w fałszywej próżni, ponieważ siły mechaniczne powstają tylko z różnic ciśnień. Niemniej jednak występowałyby efekty grawitacyjne. W normalnych okolicznościach ekspansja obszaru gazu byłaby spowalniana przez wzajemne przyciąganie grawitacyjne materii w nim zawartej. W fizyce Newtona to przyciąganie jest proporcjonalne do gęstości masy, która w teoriach relatywistycznych jest równa gęstości energii podzielonej przez kwadrat prędkości światła. Zgodnie z ogólną teorią względności, ciśnienie również przyczynia się do przyciągania; mówiąc konkretnie, siła grawitacyjna jest proporcjonalna do gęstości energii plus trzykrotność ciśnienia. W przypadku fałszywej próżni wkład wniesiony przez ciśnienie przytłoczyłby wkład gęstości energii i miałby przeciwny znak. Stąd dziwaczna koncepcja ujemnego ciśnienia prowadzi do jeszcze dziwniejszego efektu siły grawitacyjnej, która jest skutecznie odpychająca. W rezultacie ekspansja obszaru byłaby przyspieszona, a obszar rósłby wykładniczo, podwajając średnicę w każdym przedziale około 10-34 sekundy.

Ten okres przyspieszonej ekspansji nazywany jest erą inflacyjną i stanowi kluczowy element inflacyjnego modelu wszechświata. Zgodnie z modelem, era inflacyjna trwała 10-32 sekundy lub dłużej, a w tym czasie średnica wszechświata zwiększyła się o współczynnik 1050 lub więcej. Zakłada się, że po tej kolosalnej ekspansji nastąpiło w końcu przejście do fazy złamanej symetrii. Gęstość energii fałszywej próżni została następnie uwolniona, co spowodowało ogromną produkcję cząstek. Region został ponownie ogrzany do temperatury prawie 1027 stopni. (W języku termodynamiki uwolniona energia nazywana jest ciepłem utajonym; jest analogiczna do energii uwalnianej podczas zamarzania wody). Od tego momentu region będzie się nadal rozszerzał i stygł w tempie opisanym przez standardowy model Wielkiego Wybuchu. Objętość wielkości obserwowalnego wszechświata mieściłaby się w takim regionie.

Problem horyzontu jest omijany w prosty sposób. W modelu inflacyjnym obserwowany wszechświat ewoluuje z regionu, który ma znacznie mniejszą średnicę (o współczynnik 1050 lub więcej) niż odpowiadający mu region w modelu standardowym. Zanim inflacja się rozpocznie, region jest znacznie mniejszy niż odległość horyzontu i ma czas na ujednorodnienie się i osiągnięcie równowagi termicznej. Ten mały jednorodny region jest następnie napompowywany, aby stać się wystarczająco dużym, aby objąć obserwowany wszechświat. W ten sposób źródła mikrofalowego promieniowania tła docierającego dziś ze wszystkich kierunków na niebie znajdowały się kiedyś w bliskim kontakcie; miały czas, aby osiągnąć wspólną temperaturę, zanim rozpoczęła się era inflacyjna.

Problem płaskości jest również omijany w prosty i naturalny sposób. Równania opisujące ewolucję wszechświata w erze inflacji różnią się od równań modelu standardowego i okazuje się, że stosunek Ù szybko zmierza w kierunku 1, niezależnie od tego, jaką wartość miał przed inflacją. To zachowanie najłatwiej zrozumieć, przypominając sobie, że wartość Ù = 1 odpowiada przestrzeni, która jest geometrycznie płaska. Gwałtowne rozszerzanie się powoduje, że przestrzeń staje się bardziej płaska, tak jak powierzchnia balonu staje się bardziej płaska, gdy jest napompowany. Mechanizm napędzający Ù w kierunku 1 jest tak skuteczny, że prowadzi do niemal ścisłego przewidywania: wartość Ù dzisiaj powinna być bardzo dokładnie równa 1. Wielu astronomów (choć nie wszyscy) uważa, że wartość 1 jest zgodna z obecnymi obserwacjami, ale bardziej wiarygodne określenie Ù zapewniłoby kluczowy test modelu inflacyjnego.

W formie, w jakiej pierwotnie zaproponowano model inflacyjny, miał on zasadniczą wadę: w opisanych okolicznościach samo przejście fazowe tworzyłoby niejednorodności znacznie bardziej ekstremalne niż te obserwowane obecnie. Jak już opisaliśmy, przejście fazowe miałoby miejsce poprzez losowe nukleowanie pęcherzyków nowej fazy. Można wykazać, że pęcherzyki zawsze pozostawałyby w skończonych klastrach odłączonych od siebie, a każdy klaster byłby zdominowany przez pojedynczy największy bąbel. Prawie cała energia w klastrze byłaby początkowo skoncentrowana na powierzchni największego bąbelka i nie ma wyraźnego mechanizmu, aby redystrybuować energię równomiernie. Taka konfiguracja nie ma nic wspólnego z obserwowanym wszechświatem.

Przez prawie dwa lata po wynalezieniu modelu inflacyjnego wszechświata pozostawał on kuszącym, ale wyraźnie niedoskonałym rozwiązaniem szeregu ważnych problemów kosmologicznych. Pod koniec 1981 roku nowe podejście zostało jednak opracowane przez AD Linde z Instytutu Fizycznego PN Lebiediewa w Moskwie oraz niezależnie przez Andreasa Albrechta i jednego z nas (Steinhardta) z University of Pennsylvania. To podejście, znane jako nowy inflacyjny wszechświat, unika wszystkich problemów oryginalnego modelu, zachowując jednocześnie wszystkie jego sukcesy.

Kluczem do nowego podejścia jest rozważenie specjalnej formy funkcji gęstości energii, która opisuje pole Higgsa. Teorie pola kwantowego z funkcjami gęstości energii tego typu zostały po raz pierwszy zbadane przez Colemana, który współpracował z Erickiem J. Weinbergiem z Columbia University. W przeciwieństwie do bardziej typowego przypadku… nie ma bariery energetycznej oddzielającej fałszywą próżnię od prawdziwej próżni; zamiast tego fałszywa próżnia znajduje się na szczycie dość płaskiego plateau. W kontekście wielkich teorii zunifikowanych taka funkcja gęstości energii jest osiągana przez specjalny wybór parametrów. Jak wyjaśnimy poniżej, ta funkcja gęstości energii prowadzi do specjalnego typu przejścia fazowego, które jest czasami nazywane przejściem typu slow-rollover.

Scenariusz zaczyna się tak samo, jak w oryginalnym modelu inflacyjnym. Ponownie należy założyć, że wczesny wszechświat miał obszary, które były cieplejsze niż około 1027 stopni i również się rozszerzały. W tych obszarach fluktuacje termiczne doprowadziłyby wartość równowagi pól Higgsa do zera, a symetria byłaby nienaruszona. Wraz ze spadkiem temperatury stałoby się termodynamicznie korzystne dla układu, aby przeszedł przemianę fazową, w której przynajmniej jedno z pól Higgsa uzyskałoby wartość różną od zera, co skutkowałoby fazą o złamanej symetrii. Jednak tak jak w poprzednim przypadku, szybkość tej przemiany fazowej byłaby niezwykle niska w porównaniu z szybkością chłodzenia. Układ uległby przechłodzeniu do pomijalnej temperatury, a pole Higgsa pozostałoby na poziomie zera, a powstały stan ponownie zostałby uznany za fałszywą próżnię.

Istotną różnicą w nowym podejściu jest sposób, w jaki zachodziłaby przemiana fazowa. Fluktuacje kwantowe lub niewielkie resztkowe fluktuacje termiczne powodowałyby odchylenie pola Higgsa od zera. W przypadku braku bariery energetycznej wartość pola Higgsa zaczęłaby stale wzrastać; tempo wzrostu byłoby bardzo podobne do tempa kuli toczącej się w dół wzgórza o tym samym kształcie co krzywa funkcji gęstości energii, pod wpływem siły oporu tarcia. Ponieważ krzywa gęstości energii jest prawie płaska w pobliżu punktu, w którym pole Higgsa znika, wczesny etap ewolucji byłby bardzo powolny. Dopóki pole Higgsa pozostawało bliskie zeru, gęstość energii byłaby prawie taka sama, jak w fałszywej próżni. Podobnie jak w pierwotnym scenariuszu, region uległby przyspieszonej ekspansji, podwajając średnicę co około 10-34 sekundy. Teraz jednak ekspansja przestałaby przyspieszać, gdy wartość pola Higgsa osiągnęłaby bardziej stromą część krzywej. Obliczając czas potrzebny do ewolucji pola Higgsa, można określić wielkość inflacji. Współczynnik ekspansji 1050 lub większy jest całkiem prawdopodobny, ale rzeczywisty współczynnik zależy od szczegółów teorii cząstek, którą się przyjmuje.

Do tej pory opis przejścia fazowego był nieco uproszczony. W rzeczywistości istnieje wiele różnych stanów złamanej symetrii, tak jak istnieje wiele możliwych orientacji osi kryształu. Istnieje wiele pól Higgsa, a różne stany złamanej symetrii są rozróżniane przez kombinację pól Higgsa, które przyjmują wartości niezerowe. Ponieważ fluktuacje, które napędzają pola Higgsa od zera, są losowe, różne obszary pierwotnego wszechświata byłyby napędzane w kierunku różnych stanów złamanej symetrii, przy czym każdy obszar tworzyłby domenę o początkowym promieniu mniej więcej równym odległości horyzontu. Na początku przejścia fazowego odległość horyzontu wynosiłaby około 10-24 centymetra. Po uformowaniu się domeny, przy polach Higgsa nieznacznie odbiegających od zera w określonej kombinacji, ewoluowałaby ona w kierunku jednego ze stabilnych stanów złamanej symetrii i rozszerzyłaby się o współczynnik 1050 lub więcej. Rozmiar domeny po inflacji byłby wówczas większy niż 1026 centymetra. Cały obserwowalny wszechświat, który w tamtym czasie miał zaledwie około 10 centymetrów średnicy, mógłby zmieścić się głęboko w pojedynczej domenie.

W trakcie tej ogromnej inflacji wszelkie zagęszczenie cząstek, które mogły być początkowo obecne, zostałoby rozcieńczone praktycznie do zera. Zawartość energii w tym obszarze składałaby się wówczas w całości z energii zmagazynowanej w polu Higgsa. W jaki sposób ta energia mogłaby zostać uwolniona? Gdy pole Higgsa ewoluowało od płaskiej części krzywej gęstości energii, zaczęłoby szybko oscylować wokół wartości prawdziwej próżni. Opierając się na relacji między cząstkami i polami implikowanej przez teorię pola kwantowego, sytuację tę można również opisać jako stan o dużej gęstości cząstek Higgsa. Cząstki Higgsa byłyby jednak niestabilne: szybko rozpadłyby się na lżejsze cząstki, które oddziaływałyby ze sobą i prawdopodobnie ulegałyby kolejnym rozpadom. Układ szybko stałby się gorącym gazem cząstek elementarnych w równowadze termicznej, tak jak założono w warunkach początkowych dla modelu standardowego. Temperaturę ponownego nagrzewania można obliczyć i zwykle jest ona od dwóch do dziesięciu razy niższa od temperatury krytycznej przejścia fazowego. Od tego momentu scenariusz pokrywa się ze scenariuszem standardowego modelu Wielkiego Wybuchu, a zatem wszystkie sukcesy modelu standardowego zostają zachowane.

Należy zauważyć, że kluczowa wada oryginalnego modelu inflacyjnego została zręcznie pominięta. Mówiąc ogólnie, izolowane bańki, które zostały omówione w oryginalnym modelu, zostały tutaj zastąpione domenami. Domeny powolnego przejścia byłyby otoczone innymi domenami, a nie fałszywą próżnią, i nie miałyby tendencji do bycia kulistymi. Termin „bańka” został zatem pominięty. Kluczowa różnica polega na tym, że w nowym modelu inflacyjnym każda domena rozszerza się w trakcie swojego powstawania, wytwarzając ogromny, zasadniczo jednorodny region, w którym może zmieścić się obserwowalny wszechświat.

Ponieważ temperatura ponownego nagrzewania jest bliska krytycznej temperaturze przejścia fazowego teorii wielkiej unifikacji, asymetria materia-antymateria mogłaby zostać wytworzona przez oddziaływania cząstek tuż po przejściu fazowym. Mechanizm produkcji jest taki sam, jak ten przewidywany przez teorie wielkiej unifikacji dla standardowego modelu Wielkiego Wybuchu. W przeciwieństwie do modelu standardowego, model inflacyjny nie dopuszcza jednak możliwości przyjęcia obserwowanej liczby barionowej netto wszechświata jako warunku początkowego; późniejsza inflacja rozcieńczyłaby każdą początkową gęstość liczby barionowej do niezauważalnego poziomu. Tak więc wykonalność modelu inflacyjnego zależy zasadniczo od wykonalności teorii cząstek, takich jak teorie wielkiej unifikacji, w których liczba barionowa nie jest zachowana.

Teraz można pojąć rozwiązania problemów kosmologicznych omówionych powyżej. Problemy horyzontu i płaskości są rozwiązywane przez te same mechanizmy, co w oryginalnym modelu wszechświata inflacyjnego. W nowym scenariuszu inflacyjnym problem monopoli i ścian domen może być również rozwiązany. Takie defekty powstawałyby wzdłuż granic oddzielających domeny, ale domeny zostałyby rozdęte do tak ogromnych rozmiarów, że defekty leżałyby daleko poza jakąkolwiek obserwowalną odległością. (Kilka defektów mogłoby zostać wygenerowanych przez efekty termiczne po przejściu, ale oczekuje się, że ich liczba będzie pomijalna.)

Tak więc, dzięki kilku prostym pomysłom, ulepszony inflacyjny model wszechświata prowadzi do pomyślnego rozwiązania kilku głównych problemów, które nękają standardowy obraz Wielkiego Wybuchu: horyzont, płaskość, problemy monopolu magnetycznego i ścian domen. Niestety, konieczne przejście powolnego przetoczenia wymaga dokładnego dostrojenia parametrów; obliczenia dają rozsądne przewidywania tylko wtedy, gdy parametrom przypisuje się wartości w wąskim zakresie. Większość teoretyków (w tym obaj z nas) uważa takie dokładne dostrojenie za nieprawdopodobne. Konsekwencje scenariusza są jednak tak udane, że zachęcamy do kontynuowania w nadziei, że odkryjemy realistyczne wersje wielkich zunifikowanych teorii, w których takie powolne przejście przetoczenia zachodzi bez dokładnego dostrojenia.

Omówione już sukcesy dostarczają przekonujących dowodów na rzecz nowego modelu inflacyjnego. Co więcej, niedawno odkryto, że model ten może również rozwiązać dodatkowy problem kosmologiczny, który nie był nawet brany pod uwagę w momencie jego opracowywania: problem gładkości. Generowanie niejednorodności gęstości w nowym inflacyjnym wszechświecie zostało omówione latem 1982 r. na warsztatach Nuffield Workshop on the Very Early Universe przez wielu teoretyków, w tym Jamesa M. Bardeena z University of Washington, Stephena W. Hawkinga z University of Cambridge, So-Younga Pi z Boston University, Michaela S. Turnera z University of Chicago, AA Starobinsky’ego z LD Landau Institute of Theoretical Physics w Moskwie i nas dwóch. Odkryto, że nowy model inflacyjny, w przeciwieństwie do jakiegokolwiek poprzedniego modelu kosmologicznego, prowadzi do jednoznacznej prognozy dla spektrum niejednorodności. Zasadniczo proces inflacji najpierw wygładza wszelkie pierwotne niejednorodności, które mogły być obecne w warunkach początkowych. Następnie w trakcie przejścia fazowego niejednorodności są generowane przez kwantowe fluktuacje pola Higgsa w sposób całkowicie określony przez podstawową fizykę. Niejednorodności są tworzone w bardzo małej skali długości, gdzie zjawiska kwantowe są ważne, a następnie są powiększane do skali astronomicznej przez proces inflacji.

Przewidywany kształt widma niejednorodności jest zasadniczo niezmienny względem skali; to znaczy, że wielkość niejednorodności jest mniej więcej równa we wszystkich skalach długości o znaczeniu astrofizycznym. Ta prognoza jest stosunkowo niewrażliwa na szczegóły leżącej u jej podstaw wielkiej teorii unifikacji. Okazuje się, że widmo dokładnie takiego kształtu zostało zaproponowane na początku lat 70. jako fenomenologiczny model formowania się galaktyk przez Edwarda R. Harrisona z University of Massachusetts w Amherst i Yakova B. Zeldovicha z Institute of Physical Problems w Moskwie, pracujących niezależnie. Szczegóły formowania się galaktyk są złożone i nadal nie są dobrze poznane, ale wielu kosmologów uważa, że spektrum niejednorodności niezmienne względem skali jest dokładnie tym, czego potrzeba, aby wyjaśnić, w jaki sposób ewoluowała obecna struktura galaktyk i gromad galaktycznych.

N owy model inflacyjny przewiduje również wielkość niejednorodności gęstości, ale prognoza ta jest dość wrażliwa na szczegóły leżącej u jej podstaw teorii cząstek. Niestety wielkość wynikająca z najprostszej teorii wielkiej unifikacji jest o wiele za duża, aby była zgodna z obserwowaną jednorodnością mikrofalowego promieniowania tła kosmicznego. Ta niespójność stanowi problem, ale nie wiadomo jeszcze, czy najprostsza teoria wielkiej unifikacji jest poprawna. W szczególności najprostsza teoria wielkiej unifikacji przewiduje czas życia protonu, który wydaje się być krótszy niż obecne limity eksperymentalne. Z drugiej strony można skonstruować bardziej skomplikowane teorie wielkiej unifikacji, które skutkują niejednorodnościami gęstości o pożądanej wielkości. Wielu badaczy wyobraża sobie, że wraz z opracowaniem poprawnej teorii cząstek nowy model inflacyjny doda rozwiązanie problemu gładkości do swojej listy sukcesów.

Jeden z obiecujących kierunków badań obejmuje klasę teorii pola kwantowego z nowym rodzajem symetrii zwanym supersymetrią. Supersymetria wiąże właściwości cząstek o całkowitym momencie pędu z właściwościami cząstek o półcałkowitym momencie pędu; w ten sposób silnie ogranicza formę teorii. Wielu teoretyków uważa, że supersymetria może być konieczna do skonstruowania spójnej teorii kwantowej grawitacji i ostatecznie do zunifikowania grawitacji z siłami silnymi, słabymi i elektromagnetycznymi. Kuszącą właściwością modeli obejmujących supersymetrię jest to, że wiele z nich daje powolne przejścia fazowe bez żadnego precyzyjnego dostrajania parametrów. Trwają poszukiwania modelu supersymetrii, który jest realistyczny pod względem fizyki cząstek i który również powoduje inflację i prawidłową wielkość niejednorodności gęstości.

Krótko mówiąc, inflacyjny model wszechświata jest teorią ekonomiczną, która wyjaśnia wiele cech obserwowalnego wszechświata, których nie można wyjaśnić w standardowym modelu Wielkiego Wybuchu. Piękno modelu inflacyjnego polega na tym, że ewolucja wszechświata staje się niemal niezależna od szczegółów warunków początkowych, o których niewiele, jeśli w ogóle, wiadomo. Wynika z tego jednak, że jeśli model inflacyjny jest poprawny, trudno będzie komukolwiek odkryć obserwowalne konsekwencje warunków istniejących przed inflacyjną przemianą fazową. Podobnie, ogromne skale odległości stworzone przez inflację uczyniłyby zasadniczo niemożliwym zaobserwowanie struktury wszechświata jako całości. Niemniej jednak nadal można omawiać te kwestie, a wiele niezwykłych scenariuszy wydaje się możliwych.

Najprostszą możliwością dla bardzo wczesnego wszechświata jest to, że faktycznie zaczął się od Wielkiego Wybuchu, rozszerzał się dość równomiernie, aż ostygł do temperatury krytycznej przejścia fazowego, a następnie postępował zgodnie ze scenariuszem inflacyjnym. Ekstrapolacja modelu Wielkiego Wybuchu z powrotem do czasu zerowego sprowadza wszechświat do osobliwości kosmologicznej, stanu nieskończonej temperatury i gęstości, w którym znane prawa fizyki nie mają zastosowania. Moment stworzenia pozostaje niewyjaśniony. Drugą możliwością jest to, że wszechświat rozpoczął się (ponownie bez wyjaśnienia) w stanie losowym, chaotycznym. Rozkład materii i temperatury byłby nierównomierny, przy czym niektóre części rozszerzałyby się, a inne się kurczyły. W tym scenariuszu pewne małe obszary, które były gorące i rozszerzały się, uległyby inflacji, ewoluując w ogromne obszary, które z łatwością mogłyby objąć obserwowalny wszechświat. Poza tymi obszarami pozostałby chaos, stopniowo wkradający się do obszarów, które uległy rozdęciu.

Ostatnio pojawiły się poważne spekulacje, że faktyczne powstanie wszechświata można opisać prawami fizyki. W tym ujęciu wszechświat miałby swój początek jako fluktuacja kwantowa, zaczynając od absolutnie niczego. Pomysł ten został po raz pierwszy zaproponowany przez Edwarda P. Tryona z Hunter College w City University of New York w 1973 r., a w kontekście modelu inflacyjnego został ponownie przedstawiony przez Alexandra Vilenkina z Tufts University w 1982 r. W tym kontekście „nic” może odnosić się do pustej przestrzeni, ale Vilenkin używa go do opisu stanu pozbawionego przestrzeni, czasu i materii. Fluktuacje kwantowe struktury czasoprzestrzeni można omawiać tylko w kontekście grawitacji kwantowej, a zatem te idee należy uważać za wysoce spekulatywne, dopóki nie zostanie sformułowana działająca teoria grawitacji kwantowej. Niemniej jednak fascynujące jest rozważenie, że prawa fizyczne mogą określać nie tylko ewolucję danego stanu wszechświata, ale także warunki początkowe obserwowalnego wszechświata.

Jeśli chodzi o strukturę wszechświata jako całości, model inflacyjny dopuszcza kilka możliwości. (We wszystkich przypadkach obserwowalny wszechświat stanowi bardzo małą część wszechświata jako całości; krawędź naszej domeny prawdopodobnie znajduje się w odległości 1035 lub więcej lat świetlnych). Pierwsza możliwość jest taka, że domeny spotykają się ze sobą i wypełniają całą przestrzeń. Domeny są następnie rozdzielone ścianami domen, a wewnątrz każdej ściany znajduje się faza symetryczna teorii wielkiej unifikacji. Protony lub neutrony przechodzące przez taką ścianę rozpadłyby się natychmiast. Ściany domen miałyby tendencję do prostowania się z czasem. Po 1035 latach lub więcej mniejsze domeny (być może nawet nasza własna) zniknęłyby, a większe domeny by urosły.

Alternatywnie , niektóre wersje wielkich teorii unifikacji nie dopuszczają formowania się ostrych ścian domen. W tych teoriach możliwe jest, aby różne stany złamanej symetrii w dwóch sąsiednich domenach płynnie się ze sobą łączyły. Na styku dwóch domen można znaleźć nieciągłości w gęstości i prędkości materii, a także okazjonalny monopol magnetyczny.

Zupełnie inna możliwość wynikłaby, gdyby gęstość energii pól Higgsa została opisana przez [inny typ] krzywej… Podobnie jak w dwóch pozostałych przypadkach, obszary przestrzeni uległyby przechłodzeniu do stanu fałszywej próżni i uległyby przyspieszonej ekspansji. Podobnie jak w oryginalnym modelu inflacyjnym, stan fałszywej próżni rozpadłby się poprzez mechanizm losowego tworzenia się pęcherzyków: fluktuacje kwantowe spowodowałyby, że co najmniej jedno z pól Higgsa w małym obszarze przestrzeni tunelowałoby przez barierę energetyczną… W przeciwieństwie do oryginalnego scenariusza inflacyjnego, pole Higgsa ewoluowałoby bardzo powoli… do swojej wartości prawdziwej próżni. Przyspieszona ekspansja trwałaby nadal, a pojedynczy pęcherzyk stałby się wystarczająco duży, aby objąć obserwowany wszechświat. Gdyby tempo tworzenia się pęcherzyków było niskie, zderzenia pęcherzyków byłyby rzadkie. Ułamek przestrzeni wypełnionej pęcherzykami zbliżałby się do 1 w miarę ewolucji układu, ale przestrzeń rozszerzałaby się tak szybko, że objętość pozostająca w stanie fałszywej próżni zwiększałaby się z czasem. Wszechświaty bańkowe nadal formowałyby się w nieskończoność i nie byłoby sposobu, aby dowiedzieć się, ile czasu minęło, zanim uformowała się nasza bańka. Ten obraz jest bardzo podobny do starego stacjonarnego modelu kosmologicznego na bardzo dużą skalę, a mimo to wnętrze każdej bańki ewoluowałoby zgodnie z modelem Wielkiego Wybuchu, ulepszonym przez inflację.

Z historycznego punktu widzenia prawdopodobnie najbardziej rewolucyjnym aspektem modelu inflacyjnego jest pojęcie, że cała materia i energia w obserwowalnym wszechświecie mogły powstać niemal z niczego. Twierdzenie to stoi w wyraźnym kontraście do wieków tradycji naukowej, w której wierzono, że coś nie może powstać z niczego. Tradycja ta, sięgająca co najmniej czasów greckiego filozofa Parmenidesa w V wieku p.n.e. , objawiła się w czasach nowożytnych w sformułowaniu szeregu praw zachowania, które mówią, że pewnych wielkości fizycznych nie można zmienić za pomocą żadnego procesu fizycznego. Około dekady temu lista wielkości uważanych za zachowane obejmowała energię, pęd liniowy, moment pędu, ładunek elektryczny i liczbę barionową.

Ponieważ obserwowany wszechświat najwyraźniej ma ogromną liczbę barionów i ogromną energię, idea stworzenia z niczego wydawała się całkowicie nie do utrzymania dla wszystkich, poza kilkoma teoretykami. (Pozostałe prawa zachowania wymienione powyżej nie stwarzają takich problemów: całkowity ładunek elektryczny i moment pędu obserwowanego wszechświata mają wartości zgodne z zerem, podczas gdy całkowity pęd liniowy zależy od prędkości obserwatora i dlatego nie może być zdefiniowany w kategoriach absolutnych). Jednak wraz z pojawieniem się wielkich teorii zunifikowanych wydaje się obecnie całkiem prawdopodobne, że liczba barionów nie jest zachowana. Stąd tylko zachowanie energii wymaga dalszego rozważenia.

Całkowitą energię dowolnego układu można podzielić na część grawitacyjną i niegrawitacyjną. Część grawitacyjna (czyli energia samego pola grawitacyjnego) jest pomijalna w warunkach laboratoryjnych, ale kosmologicznie może być dość ważna. Część niegrawitacyjna sama w sobie nie jest zachowana; w standardowym modelu Wielkiego Wybuchu drastycznie maleje, gdy wczesny wszechświat się rozszerza, a tempo utraty energii jest proporcjonalne do ciśnienia gorącego gazu. Z drugiej strony, w erze inflacji obszar zainteresowania jest wypełniony fałszywą próżnią, która ma duże ujemne ciśnienie. W tym przypadku energia niegrawitacyjna drastycznie wzrasta. Zasadniczo cała niegrawitacyjna energia wszechświata jest tworzona, gdy fałszywa próżnia ulega przyspieszonej ekspansji. Ta energia jest uwalniana, gdy zachodzi przemiana fazowa, a ostatecznie ewoluuje, stając się gwiazdami, planetami, istotami ludzkimi itd. Model inflacyjny przedstawia zatem prawdopodobnie pierwsze wiarygodne naukowe wyjaśnienie powstania zasadniczo całej materii i energii w obserwowalnym wszechświecie.

W tych okolicznościach grawitacyjna część energii jest nieco słabo zdefiniowana, ale mówiąc ogólnie, można powiedzieć, że grawitacyjna energia jest ujemna i że dokładnie znosi niegrawitacyjną energię. Całkowita energia jest wtedy zerowa i jest zgodna z ewolucją wszechświata z niczego.

Jeśli teorie wielkiej unifikacji są poprawne w swoim przewidywaniu, że liczba barionowa nie jest zachowana, nie ma znanego prawa zachowania, które zapobiegałoby ewolucji obserwowanego wszechświata z niczego. Inflacyjny model wszechświata dostarcza możliwego mechanizmu, dzięki któremu obserwowany wszechświat mógł ewoluować z nieskończenie małego obszaru. Wtedy kuszące jest pójście o krok dalej i spekulowanie, że cały wszechświat ewoluował dosłownie z niczego.