GroundBIRD

Inflatie

Kosmologen hebben in hun modellen een periode van extreme inflatie nodig in de eerste 10^-32 seconden na de geboorte van het heelal, om deze in overeenstemming te houden met waarnemingen. Het heelal zou in die korte periode met een factor 10²⁷ zijn gegroeid.

Horizonprobleem

Een van de problemen waar het kosmologische standaardmodel tegenaan loopt, is dat het heelal op grote schaal overal dezelfde temperatuur heeft. In welke richting we ook kijken, we zien overal een uniforme straling die zou worden uitgezonden door een object van ongeveer 2,7 Kelvin, ofwel 2,7 graden boven het absolute nulpunt (-273,15 °C). In deze zogenoemde kosmische achtergrondstraling (CMB) meten we slechts ruimtelijke variaties in de orde van een duizendste procent.

Het probleem hierbij is dat gebieden aan de ene kant van het heelal nooit hebben kunnen communiceren met gebieden aan de andere kant, omdat de lichtsnelheid daarvoor te laag is en de afstand te groot. Hoe kunnen hun temperaturen dan toch zo precies overeenkomen? Kosmologen noemen dit het horizonprobleem. Alleen als er kort na de geboorte van het heelal een extreme inflatie plaatsvond, konden gebieden die voorheen met elkaar in contact stonden, nu zó ver uit elkaar liggen.

Vlakheidsprobleem

Het tweede probleem met het kosmologische standaardmodel is dat het heelal exact vlak lijkt te zijn, met precies de juiste dichtheid van materie en energie. Hiermee bedoelen we dat de ruimte niet bolvormig is (waarbij de hoeken van een driehoek optellen tot meer dan 180 graden), en ook niet zadelvormig. Astronomen hebben een denkbeeldige driehoek getrokken tussen de Aarde en twee punten aan de hemel. Op basis van de CMB kunnen ze met een nauwkeurigheid van slechts 0,2% vaststellen dat de hoeken keurig optellen tot 180 graden, net als op een vel papier.

Het probleem is dat deze vlakheid een absurde toevalligheid lijkt, een onmogelijke meevaller voor de mensheid. Als de dichtheid ook maar iets hoger of lager was geweest, zou het heelal kort na de oerknal weer in elkaar zijn gestort, of juist uit elkaar zijn gevlogen lang voordat sterren, planeten en mensen zich konden vormen. De dichtheid, en daarmee de vlakheid, van het heelal moet een kritische waarde hebben die zó belachelijk precies is, dat kosmologen spreken van een onmogelijk toeval. De foutmarge is een onvoorstelbare 1 op de 10⁶².

Ook hier biedt inflatie de oplossing. Het heelal kan vlak na zijn geboorte best een bolle of holle vorm hebben gehad, zolang dit maar werd gevolgd door een extreme inflatie waarin elke kromming werd gladgestreken. Denk aan een mier op een leeggelopen ballon die duidelijk rimpelingen waarneemt. Als de ballon wordt opgeblazen, ervaart de mier een vlak oppervlak.

Magnetisch monopoolprobleem

De deeltjesfysica voorspelt dat grote hoeveelheden magnetische monopolen gevormd moeten zijn vlak na de geboorte van het heelal. Dit zijn zware deeltjes met slechts één magnetische pool, in tegenstelling tot de bipolaire magneten die we gewend zijn. Toch hebben we nog nooit een monopool gevonden, hoe hard we ook zoeken. Inflatie lost deze discrepantie tussen theoretische voorspelling en waarneming op. Door een razendsnelle expansie van het beginnende heelal zijn de gecreëerde monopolen zó ver verspreid dat de kans praktisch nul is dat er eentje zich in onze buurt bevindt.

Structuurprobleem

Tot slot is er een probleem met de structuur van het heelal, inclusief alle sterrenstelsels, zonnestelsels en wijzelf: het zou eigenlijk niet moeten bestaan. Als het heelal begon als een perfect gelijkmatige klomp energie, hoe konden er dan kiemen zijn ontstaan voor enige vorm van structuur? Ook hier schiet inflatie te hulp.
Op de allerkleinste schaal betreden we het rijk van de quantummechanica, waar absolute gladheid niet bestaat. De energie van elk plekje in het heelal fluctueert constant. Op het moment dat de inflatie een vlucht nam, werden de energievariaties plotseling vergroot tot macroscopische proporties. Dat vormde de kiem voor de structuur van het heelal zoals wij dat nu kennen.

Kosmische achtergrondstraling

Om bewijs te vinden dat inflatie daadwerkelijk heeft plaatsgevonden, voert GroundBIRD metingen uit aan de CMB. Deze straling bevat sporen uit de periode vlak na de oerknal. Tijdens de eerste honderdduizenden jaren kon straling niet vrij door het heelal bewegen vanwege een ‘mist’ van overtollige, vrij rondvliegende elektronen en protonen. Na 380.000 jaar was het heelal voldoende afgekoeld om deze elektronen te laten binden aan atoomkernen, waardoor de mist snel optrok.

Sinds dat moment vliegt deze straling ononderbroken in alle richtingen door het heelal. GroundBIRD vangt daarom straling op uit alle richtingen die al gedurende de volledige levensduur van het heelal — 13,8 miljard jaar — onderweg is. Dit noemen we de kosmische achtergrondstraling (CMB). Die lijkt afkomstig te zijn van een bolvormige schil om ons heen met een straal van miljarden lichtjaren. Maar in werkelijkheid werd het uitgezonden vanaf een schil veel dichterbij, op golflengten in het nabij-infrarood. De uitdijing van het heelal heeft deze straling opgerekt tot de golflengten waarop we het nu waarnemen: microgolven.

Polarisatie

De CMB is grotendeels ongepolariseerd. Dit betekent dat alle fotonen in willekeurige richtingen trillen terwijl ze naar ons toe reizen. Hetzelfde geldt voor zonlicht. Een externe factor kan fotonen echter een lichte voorkeur geven voor een bepaalde trillingsrichting. In het geval van zonlicht is het de aardatmosfeer die de fotonen dwingt om in een bepaalde richting te trillen; het licht raakt gepolariseerd. In het geval van de CMB zijn het de piepkleine onregelmatigheden die in het jonge heelal aanwezig waren, die zorgen voor een lichte polarisatie.

E-modes en B-modes

Afhankelijk van de oorsprong van deze onregelmatigheden, kunnen er twee soorten polarisatie in de CMB ontstaan: E-modes en B-modes. Terwijl E-modes worden gecreëerd door zowel dichtheidsfluctuaties als zwaartekrachtsgolven, worden B-modes uitsluitend gecreëerd door vervormingen van de ruimte als gevolg van zwaartekrachtsgolven. B-modes in de CMB-polarisatie tonen dus de voetafdrukken van zwaartekrachtsgolven die tijdens de kosmische inflatie zijn geproduceerd. Door de sterkte van de B-modes te meten, kunnen we de energieschaal van de inflatie en de onderliggende natuurkunde peilen.

Aangezien zwaartekrachtsgolven extreem kleine vervormingen van de ruimte zijn, wordt verwacht dat de sterkte van de B-mode polarisatie ook zeer zwak is. Geschat op een fluctuatie in de orde van maximaal 10^-9 K bovenop de algemene 2,7 K, is de B-modus polarisatie tot nu toe nog niet waargenomen, ondanks vele pogingen daartoe.