inflation

Inflation, Inflationäre Phase , Inflationäres Szenario oder Inflationäres Universum bezeichnet ein Modell in der Kosmologie , das das klassische Urknall-Modell (engl. Big Bang ) ergänzt. Verkürzt gesagt, ist Inflation eine Phase extrem schneller und großskaliger Ausdehnung des Kosmos (lat. inflationis : Anschwellen, Aufblasen). Die Inflation wurde erfunden, um spezielle Probleme in der Kosmologie zu lösen. Diese Probleme kursieren unter den Bezeichnungen Homogenitätsproblem, Flachheitsproblem, Horizontproblem und Fehlen magnetischer Monopole – sie werden im Weiteren erläutert. Die Idee zur Inflation geht in ihren Grundzügen auf den US-amerikanischen Physiker Alan H. Guth zurück (1981) und wurde später von Andrei D. Linde modifiziert (1982). In der Folgezeit wurden Inflationäre Modelle weiter ausgearbeitet (z.B. auch von A.A. Starobinsky, S.W. Hawking, A. Vilenkin, P.J. Steinhardt, L. Randall, R. Brandenberger und anderen). Nach wie vor sind Inflationäre Modelle Gegenstand aktueller Forschung. In der ersten Version der Inflation ist ein falsches Vakuum die wesentliche Zutat im Modell. Guth nahm an, dass die temperaturabhängige Energiedichte im Universum eine Parabelform hat, ρ proportional zu T 4. Allerdings forderte er, dass im Grenzfall T → 0 (Abkühlung) die Energiedichte nicht verschwindet, sondern einen konstanten Wert ρ0 annehme. Das ist nichts anderes als ein Phasenübergang. Der Zustand mit der Energiedichte ρ0 ist gerade das falsche Vakuum. Im Prinzip ist so ein Übergang verwandt mit der Abkühlung von flüssigem Wasser, das zu festem Wassereis wird – jedoch mit dem Unterschied, dass das falsche Vakuum ein metastabiler Zustand ist. Guth benutzte die Friedmann-Gleichung und formulierte sie so um, dass sie von Temperaturen und deren Zeitableitungen abhing. Die Lösungen für die Temperaturentwicklung lassen sich auf den Skalenparameter a(t) der Kosmologie umrechnen. Bei der Abkühlung geschieht nun Folgendes: Irgendwann dominiert die Energiedichte des falschen Vakuums. Der Druck des falschen Vakuums ist negativ ( p = -ρ0), so dass es antigravitativ wirkt. Daher treibt das falsche Vakuum im stark unterkühlten Universum eine exponentielle Expansion – die Inflation. Diese Expansion kann sogar schneller als das Licht sein ( Superluminalexpansion ), ohne die Prinzipien der Relativitätstheorie zu verletzen. Denn es werden keine Informationen/Signale mit Überlichtgeschwindigkeit ausgetauscht oder anders gesagt: es herrscht kein kausaler Kontakt zwischen den superluminal expandierenden Bereichen. Nur die Raumzeit selbst expandiert superluminal. Die Gleichung für exponentielles Wachstum des Universums lautet: Die konstante Energiedichte ρ0 ist ein freier Parameter im Modell. In der zweiten Zeile wurde für diese Energiedichte des falschen Vakuums die GUT-Energieskala von ~ 2 × 1016 GeV eingesetzt. Daraus folgt die atemberaubende Zeitkonstante von 1/χ = 10-38 Sekunden. Anders gesagt: Die Expansion vollzieht sich in rasantem Tempo und in den ersten Sekundenbruchteilen des frühen Universums. Bereits in der ersten Veröffentlichung zum Inflationsmodell zeigte Guth Probleme seines Vorschlags auf: die Inflation war in diesem ersten Ansatz noch nicht effektiv genug – viele dieser schnell expandierenden Vakuumblasen mussten erst miteinander verschmelzen. Außerdem produzierte dieses Modell zu große Inhomogenitäten, die sich nicht mit den astronomischen Beobachtungen vereinbaren ließen. Linde und auch Albrecht sowie Steinhardt konnten in der so genannten neuen Inflation mit einem neuen Ansatz die Unzulänglichkeiten des Guth-Modells bereinigen. Das falsche Vakuum kann mit einem Skalarfeld assoziiert werden. In Inflationsmodellen heißt es Inflaton . Skalarfelder haben eine potentielle Energie V(Φ). Im neuen Ansatz wurde eine andere Potentialform verwendet, die nicht mehr Parabelform hat, sondern die Gestalt des Buchstaben W: Bei Abkühlung driftet der Vakuumzustand wieder in das falsche Vakuum. Dieser metastabile Zustand verhält sich wie ein Nive