WikiDer > Инфляция (космология) - Википедия

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB) · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение· Будущее Закон Хаббла · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация · Формирование структуры Формирование галактики Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

В физическая космология, космическая инфляция, космологическая инфляция, или просто инфляция, является теорией экспоненциальной расширение пространства рано вселенная. В инфляционная эпоха длился с 10⁻³⁶ секунд после предполагаемого Большой взрыв сингулярность до некоторого времени между 10⁻³³ и 10⁻³² секунды после особенности. После периода инфляции Вселенная продолжала расширяться, но более медленными темпами. Ускорение этого расширения за счет темная энергия началось после того, как Вселенной было уже более 9 миллиардов лет (~ 4 миллиарда лет назад).^[1]

Теория инфляции была разработана в конце 1970-х - начале 1980-х годов с заметным вкладом нескольких физики-теоретики, включая Алексей Старобинский в Институт теоретической физики им. Ландау, Алан Гут в Корнелл Университет, и Андрей Линде в Физический институт им. П.Н. Лебедева. Алексей Старобинский, Алан Гут и Андрей Линде выиграли 2014 год. Премия Кавли «за новаторство в теории космической инфляции».^[2] Дальнейшее развитие он получил в начале 1980-х годов. Это объясняет происхождение крупномасштабная структура космоса. Квантовые флуктуации в микроскопической инфляционной области, увеличенной до космических размеров, становятся зародышами для роста структуры во Вселенной (см. формирование и эволюция галактик и формирование структуры).^[3] Многие физики также считают, что инфляция объясняет, почему Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях (изотропный), Почему космический микроволновый фон радиация распределяется равномерно, почему Вселенная плоский, а почему нет магнитные монополи наблюдались.

Подробный физика элементарных частиц механизм, ответственный за инфляцию, неизвестен. Основная инфляционная парадигма принимается большинством физиков, поскольку ряд предсказаний модели инфляции подтвержден наблюдениями;^[4] однако существенное меньшинство ученых не согласны с этой позицией.^[5][6][7] Гипотетический поле считается ответственным за инфляцию, называется надувной.^[8]

В 2002 году три из первоначальных архитекторов теории были признаны за их значительный вклад; физики Алан Гут из M.I.T., Андрей Линде из Стэнфорд, и Пол Стейнхардт из Принстон разделила престижный Приз Дирака «За развитие концепции инфляции в космологии».^[9] В 2012 году Алан Гут и Андрей Линде были награждены Премия за прорыв в фундаментальной физике за изобретение и развитие инфляционной космологии.^[10]

Обзор

Около 1930 г. Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от далеких галактик был красное смещение; чем дальше, тем более сдвинуты. Это было быстро интерпретировано как означающее, что галактики удаляются от Земли. Если Земля не находится в каком-то особенном, привилегированном, центральном положении во Вселенной, это будет означать, что все галактики расходятся, и чем дальше, тем быстрее они удаляются. Теперь понятно, что Вселенная расширяется, неся с собой галактики и вызывая это наблюдение. Многие другие наблюдения согласны и также приводят к такому же выводу. Однако в течение многих лет было непонятно, почему и как Вселенная может расширяться и что это может означать.

Основываясь на огромном количестве экспериментальных наблюдений и теоретических работ, теперь считается, что причиной наблюдения является то, что само пространство расширяется, и что он очень быстро расширился в течение первой доли секунды после Большой взрыв. Такой вид расширения известен как "метрика" расширение. В терминологии математики и физики "метрика"- это мера расстояния, соответствующая определенному списку свойств, и этот термин означает, что чувство расстояния во вселенной само меняется. Сегодня метрические вариации слишком малы, чтобы их можно было увидеть в менее чем межгалактическом масштабе.

Современное объяснение метрического расширения пространства было предложено физиком Алан Гут в 1979 году, исследуя проблему почему нет магнитные монополи видны сегодня. Он обнаружил, что если Вселенная содержит поле в положительной энергии ложный вакуум состояние, то согласно общая теория относительности это приведет к экспоненциальному расширению пространства. Очень быстро стало понятно, что такое расширение решит многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из-за наблюдения, что, похоже, сегодня, Вселенная должна была начаться с очень прекрасно настроенный, или «особые» начальные условия при Большом взрыве. Теория инфляции в значительной степени решает и эти проблемы, что делает вселенную, подобную нашей, гораздо более вероятной в контексте теории Большого взрыва.

Нет физическое поле пока не было обнаружено, что является причиной этой инфляции. Однако такое поле было бы скаляр и первое доказанное существование релятивистского скалярного поля, Поле Хиггса, был обнаружен только в 2012–2013 годах и все еще исследуется. Таким образом, не считается проблематичным то, что поле, ответственное за космическую инфляцию и метрическое расширение пространства, еще не было открыто. Предлагаемое месторождение и его кванты (в субатомные частицы связанных с ним) были названы надувной. Если бы этого поля не существовало, ученым пришлось бы предложить другое объяснение для всех наблюдений, которые убедительно свидетельствуют о том, что метрическое расширение пространства произошло и происходит (гораздо медленнее) сегодня.

Теория

Расширяющаяся Вселенная обычно имеет космологический горизонт, который по аналогии с более привычным горизонт вызвано кривизной земной шарна поверхности, отмечает границу той части Вселенной, которую может видеть наблюдатель. Свет (или другое излучение), излучаемый объектами за космологическим горизонтом в ускоряющаяся вселенная никогда не достигает наблюдателя, потому что пространство между наблюдателем и объектом расширяется слишком быстро.

История создания Вселенная – гравитационные волны предположительно возникли в результате космической инфляции, быстрее света расширение сразу после Большой взрыв (17 марта 2014 г.).^[11][12][13]

В наблюдаемая вселенная является одним причинный патч о гораздо большей ненаблюдаемой вселенной; другие части Вселенной пока не могут связаться с Землей. Эти части Вселенной находятся за пределами нашего нынешнего космологического горизонта. В стандартной модели горячего Большого взрыва без инфляции космологический горизонт смещается, открывая новые области.^[14] Тем не менее, поскольку местный наблюдатель видит такую ​​область впервые, она ничем не отличается от любой другой области пространства, которую местный наблюдатель уже видел: ее фоновое излучение имеет почти такую ​​же температуру, что и фоновое излучение других областей, а его Кривизна пространства-времени развивается синхронно с остальными. Это представляет собой загадку: как эти новые области узнали, какую температуру и кривизну они должны иметь? Они не могли узнать это, получая сигналы, потому что раньше они не общались с нашим прошлым. световой конус.^[15][16]

Инфляция отвечает на этот вопрос, постулируя, что все регионы происходят из более ранней эпохи с большой энергией вакуума, или космологическая постоянная. Пространство с космологической постоянной качественно отличается: вместо того, чтобы двигаться наружу, космологический горизонт остается на месте. Для любого наблюдателя расстояние до космологический горизонт постоянно. В условиях экспоненциально расширяющегося пространства два ближайших наблюдателя очень быстро разделяются; настолько, что расстояние между ними быстро выходит за пределы коммуникаций. Пространственные срезы очень быстро расширяются, охватывая огромные объемы. Вещи постоянно выходят за пределы космологического горизонта, который находится на фиксированном расстоянии, и все становится однородным.

Когда инфляционное поле медленно релаксирует к вакууму, космологическая постоянная стремится к нулю, и пространство начинает нормально расширяться. Новые области, которые появляются в поле зрения во время нормальной фазы расширения, - это точно такие же области, которые были вытолкнуты из горизонта во время инфляции, и поэтому они имеют почти одинаковую температуру и кривизну, потому что они происходят из одного и того же изначально небольшого участка пространства. .

Таким образом, теория инфляции объясняет, почему температура и кривизна разных областей так почти одинаковы. Он также предсказывает, что общая кривизна космического среза в постоянное глобальное время равна нулю. Это предсказание подразумевает, что вся обычная материя, темная материя и остаточный энергия вакуума во Вселенной нужно добавить к критическая плотность, и доказательства подтверждают это. Что еще более поразительно, инфляция позволяет физикам вычислять мельчайшие различия в температуре разных регионов по квантовым флуктуациям в эпоху инфляции, и многие из этих количественных предсказаний подтвердились.^[17][18]

Пространство расширяется

В пространстве, которое экспоненциально (или почти экспоненциально) расширяется со временем, любая пара свободно плавающих объектов, которые изначально находятся в состоянии покоя, будут перемещаться друг от друга с ускоряющейся скоростью, по крайней мере, до тех пор, пока они не связаны между собой какой-либо силой. . С точки зрения одного такого объекта, пространство-время представляет собой нечто вроде вывернутой наизнанку черной дыры Шварцшильда - каждый объект окружен сферическим горизонтом событий. Как только другой объект упал за этот горизонт, он уже не сможет вернуться, и даже световые сигналы, которые он посылает, никогда не достигнут первого объекта (по крайней мере, пока пространство продолжает расширяться экспоненциально).

В приближении, что расширение является точно экспоненциальным, горизонт статичен и остается на фиксированном физическом расстоянии от него. Этот фрагмент раздувающейся вселенной можно описать следующим образом: метрика:^[19][20]

${ displaystyle ds ^ {2} = - (1- Lambda r ^ {2}) , dt ^ {2} + {1 over 1- Lambda r ^ {2}} , dr ^ {2} + r ^ {2} , d Omega ^ {2}.}$

Это экспоненциально расширяющееся пространство-время называется пространство де Ситтера, и для его поддержания должен быть космологическая постоянная, а энергия вакуума плотность, которая постоянна в пространстве и времени и пропорциональна Λ в указанной выше метрике. Для случая точно экспоненциального расширения энергия вакуума имеет отрицательное давление п равный по величине его плотности энергии ρ; то уравнение состояния является p = −ρ.

Инфляция, как правило, не является точно экспоненциальным расширением, а скорее квази- или почти экспоненциальным. В такой Вселенной горизонт будет медленно расти со временем, так как плотность энергии вакуума постепенно уменьшается.

Остается мало неоднородностей

Поскольку ускоряющееся расширение пространства растягивает любые начальные изменения плотности или температуры до очень больших масштабов длины, важной особенностью надувания является то, что оно сглаживает неоднородности и анизотропия, и уменьшает искривление пространства. Это переводит Вселенную в очень простое состояние, в котором в ней полностью доминирует надувной поле и единственными значительными неоднородностями являются крошечные квантовые флуктуации. Инфляция также разбавляет экзотические тяжелые частицы, такие как магнитные монополи предсказывается многими расширениями Стандартная модель из физика элементарных частиц. Если бы Вселенная была достаточно горячей только для образования таких частиц перед период инфляции, они не наблюдались бы в природе, так как они были бы настолько редкими, что вполне вероятно, что их нет в наблюдаемая вселенная. Вместе эти эффекты называются инфляционной теоремой об отсутствии волос.^[21] по аналогии с теорема об отсутствии волос за черные дыры.

Теорема «без волос» работает по существу, потому что космологический горизонт не отличается от горизонта черной дыры, за исключением философских разногласий по поводу того, что находится по ту сторону. Интерпретация теоремы об отсутствии волос состоит в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) во время инфляции расширяется во много раз. В расширяющейся Вселенной плотности энергии обычно падают или растворяются по мере увеличения объема Вселенной. Например, плотность обычной «холодной» материи (пыли) уменьшается обратно пропорционально объему: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии уменьшается в восемь раз; плотность энергии излучения уменьшается еще быстрее по мере расширения Вселенной, поскольку длина волны каждого фотон растягивается (красное смещение), в дополнение к фотонам, рассеиваемым расширением. При удвоении линейных размеров плотность энергии излучения падает в шестнадцать раз (см. решение уравнения неразрывности плотности энергии ультрарелятивистской жидкости). Во время инфляции плотность энергии в поле инфлатона примерно постоянна. Однако плотность энергии во всем остальном, включая неоднородности, кривизну, анизотропию, экзотические частицы и частицы стандартной модели, падает, и при достаточной инфляции все это становится незначительным. В результате Вселенная остается плоской и симметричной и (за исключением однородного поля инфлатона) в основном пустой, в момент окончания инфляции и начала повторного нагрева.^[22]

Продолжительность

Ключевым требованием является то, что инфляция должна продолжаться достаточно долго, чтобы создать наблюдаемую в настоящее время Вселенную из одного небольшого инфляционного Объем Хаббла. Это необходимо для того, чтобы Вселенная выглядела плоской, однородной и изотропной на самых больших наблюдаемых масштабах. Обычно считается, что это требование выполнено, если Вселенная расширилась как минимум в 10 раз.²⁶ во время инфляции.^[23]

Разогрев

Инфляция - это период переохлаждения, когда температура падает примерно в 100000 раз. (Точное падение зависит от модели, но в первых моделях оно обычно составляло 10²⁷ K до 10²² К.^[24]Эта относительно низкая температура поддерживается во время фазы надувания. Когда инфляция заканчивается, температура возвращается к температуре до инфляции; это называется разогрев или термализация, потому что большая потенциальная энергия поля инфлатона распадается на частицы и заполняет Вселенную Стандартная модель частицы, в том числе электромагнитное излучение, начиная фаза с преобладанием излучения Вселенной. Поскольку природа инфляции неизвестна, этот процесс все еще плохо изучен, хотя считается, что он происходит через параметрический резонанс.^[25][26]

Мотивации

Инфляция разрешается несколько проблем в Большой взрыв космологии, которые были открыты в 1970-х годах.^[27] Инфляция была впервые предложена Алан Гут в 1979 году, исследуя проблему почему нет магнитные монополи видны сегодня; он обнаружил, что положительная энергия ложный вакуум будет, согласно общая теория относительности, генерируют экспоненциальное расширение пространства. Очень быстро стало понятно, что такое расширение решит многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из-за наблюдения, что, похоже, сегодня, Вселенная должна была начаться с очень прекрасно настроенный, или «особые» начальные условия при Большом взрыве. Инфляция пытается решить эти проблемы, предоставляя динамический механизм, который приводит Вселенную в это особое состояние, что делает вселенную, подобную нашей, гораздо более вероятной в контексте теории Большого взрыва.

Проблема горизонта

В проблема горизонта является проблемой определения того, почему Вселенная кажется статистически однородной и изотропной в соответствии с космологический принцип.^[28][29][30] Например, молекулы в баллоне с газом распределены гомогенно и изотропно, потому что они находятся в тепловом равновесии: у газа по баллону было достаточно времени, чтобы взаимодействовать, чтобы рассеять неоднородности и анизотропии. Ситуация совершенно иная в модели большого взрыва без инфляции, потому что гравитационное расширение не дает ранней Вселенной достаточно времени для равновесия. В результате большого взрыва только иметь значение и радиация Как известно в Стандартной модели, две широко разделенные области наблюдаемой Вселенной не могут быть уравновешены, потому что они перемещаются друг от друга быстрее, чем скорость света и поэтому никогда не входили в причинный контакт. В ранней Вселенной не было возможности посылать световой сигнал между двумя регионами. Поскольку они не взаимодействовали, трудно объяснить, почему они имеют одинаковую температуру (термически уравновешены). Исторически предлагаемые решения включали Вселенная Феникса из Жорж Лемэтр,^[31] связанные колеблющаяся вселенная из Ричард Чейз Толман,^[32] и Вселенная Mixmaster из Чарльз Миснер. Лемэтр и Толмен предположили, что Вселенная, претерпевающая ряд циклов сжатия и расширения, может прийти в тепловое равновесие. Однако их модели потерпели неудачу из-за накопления энтропия за несколько циклов. Миснер сделал (в конечном итоге неверную) гипотезу о том, что механизм Миксмастера, создавший Вселенную более хаотичность, может привести к статистической однородности и изотропности.^[29][33]

Проблема плоскостности

В проблема плоскостности иногда называют одним из Дике совпадения (наряду с проблема космологической постоянной).^[34][35] В 1960-х годах стало известно, что плотность вещества во Вселенной сопоставима с плотностью вещества. критическая плотность необходимо для плоской вселенной (то есть вселенной, большой масштаб которой геометрия это обычный Евклидова геометрия, а не неевклидов гиперболический или же сферическая геометрия).^[36]:61

Поэтому независимо от форма вселенной вклад пространственной кривизны в расширение Вселенной не мог быть намного больше, чем вклад материи. Но по мере расширения Вселенной кривизна красные смещения прочь медленнее, чем материя и радиация. Экстраполированный в прошлое, это дает тонкая настройка проблема, потому что вклад кривизны во Вселенную должен быть экспоненциально малым (на шестнадцать порядков меньше плотности излучения на Нуклеосинтез Большого взрыва, Например). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые показали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов.^[37]

Магнитно-монопольная проблема

В проблема магнитного монополя, иногда называемая проблемой экзотических реликвий, говорит, что если бы ранняя Вселенная была очень горячей, большое количество очень тяжелых^{[Почему?]}, стабильный магнитные монополи был бы произведен. Это проблема с Теории Великого Объединения, которые предполагают, что при высоких температурах (например, в ранней Вселенной) электромагнитная сила, сильный, и слабый ядерные силы не являются на самом деле фундаментальными силами, но возникают из-за спонтанное нарушение симметрии с одного калибровочная теория.^[38] Эти теории предсказывают появление ряда тяжелых стабильных частиц, которые не наблюдались в природе. Наиболее известен магнитный монополь, своего рода стабильный тяжелый «заряд» магнитного поля.^[39][40] Согласно теории Великого Объединения, монополи будут в большом количестве производиться при высоких температурах,^[41][42] и они должны были сохраняться до наших дней до такой степени, чтобы стать первичной составляющей Вселенной.^[43][44] Мало того, что это не так, все их поиски потерпели неудачу, что накладывает жесткие ограничения на плотность реликтовых магнитных монополей во Вселенной.^[45] Период инфляции, который происходит ниже температуры, при которой могут образовываться магнитные монополи, может предложить возможное решение этой проблемы: монополи будут отделены друг от друга по мере расширения Вселенной вокруг них, что потенциально снижает их наблюдаемую плотность на много порядков. Хотя, как космолог Мартин Рис написал: «Скептиков в отношении экзотической физики, возможно, не слишком впечатлит теоретический аргумент, объясняющий отсутствие частиц, которые сами по себе являются лишь гипотетическими. Профилактическая медицина легко может показаться на 100% эффективной против болезни, которой не существует!»^[46]

История

Прекурсоры

В первые дни Общая теория относительности, Альберт Эйнштейн представил космологическая постоянная позволить статическое решение, который был трехмерная сфера с однородной плотностью вещества. Потом, Виллем де Ситтер обнаружили высокосимметричную надувную вселенную, описывающую вселенную с космологической постоянной, которая в остальном пуста.^[47] Было обнаружено, что вселенная Эйнштейна нестабильна, и что небольшие колебания заставляют ее коллапсировать или превращаться во вселенную де Ситтера.

В начале 1970-х Зельдович заметил проблемы плоскостности и горизонта космологии Большого взрыва; до его работы космология считалась симметричной по чисто философским причинам.^{[нужна цитата]} В Советском Союзе это и другие соображения привели Белинского и Халатников анализировать хаотичный Особенность BKL в общей теории относительности. Миснера Вселенная Mixmaster пытались использовать это хаотическое поведение для решения космологических проблем, но с ограниченным успехом.

Ложный вакуум

В конце 1970-х гг. Сидни Коулман применил Немедленное включение методы, разработанные Александр Поляков и сотрудники, чтобы изучить судьбу ложный вакуум в квантовая теория поля. Как метастабильная фаза в статистическая механика- вода ниже температуры замерзания или выше точки кипения - квантовое поле должно зарождать достаточно большой пузырь нового вакуума, новой фазы, чтобы совершить переход. Коулман нашел наиболее вероятный путь распада вакуума и рассчитал обратное время жизни на единицу объема. В конце концов он отметил, что гравитационные эффекты будут значительными, но он не рассчитал эти эффекты и не применил результаты к космологии.

Старобинская инфляция

В Советском Союзе Алексей Старобинский отметил, что квантовые поправки к общей теории относительности должны быть важны для ранней Вселенной. Как правило, это приводит к поправкам на квадрат кривизны. Действие Эйнштейна – Гильберта и форма ж(р) модифицированная гравитация. Решение уравнений Эйнштейна при наличии членов в квадрате кривизны, когда кривизна велика, приводит к эффективной космологической постоянной. Поэтому он предположил, что ранняя Вселенная пережила инфляционную эру де Ситтера.^[48] Это разрешило космологические проблемы и привело к конкретным предсказаниям поправок к микроволновому фоновому излучению, которые затем были детально рассчитаны. Старобинский использовал действие

${ displaystyle S = { frac {1} {2}} int d ^ {4} x left (R + { frac {R ^ {2}} {6M ^ {2}}} right)}$

что соответствует потенциалу

${ displaystyle quad V ( phi) = Lambda ^ {4} left (1-e ^ {- { sqrt {2/3}} phi / M_ {p} ^ {2}} right) ^ {2}}$

в рамке Эйнштейна. Это приводит к наблюдаемым:${ displaystyle n_ {s} = 1 - { frac {2} {N}}, quad quad r = { frac {12} {N ^ {2}}}.}.$^[49]

Проблема монополя

В 1978 году Зельдович обратил внимание на проблему монополя, которая была однозначной количественной версией проблемы горизонта, на этот раз в подполе физики элементарных частиц, что привело к нескольким умозрительным попыткам ее решения. В 1980 г. Алан Гут понял, что распад ложного вакуума в ранней Вселенной решит проблему, что привело его к предложению скалярной инфляции. Сценарии Старобинского и Гута предсказывали начальную фазу де Ситтера, отличаясь только механистическими деталями.

Ранние инфляционные модели

Гут предложил инфляцию в январе 1981 года, чтобы объяснить отсутствие магнитных монополей;^[50][51] именно Гут ввел термин «инфляция».^[52] В то же время Старобинский утверждал, что квантовые поправки к гравитации заменят первоначальную сингулярность Вселенной экспоненциально расширяющейся фазой де Ситтера.^[53] В октябре 1980 года Демосфен Казанас предположил, что экспоненциальное расширение может устранить горизонт частиц и, возможно, решить проблему горизонта,^[54][55] в то время как Сато предположил, что экспоненциальное расширение может устранить доменные стены (еще одна экзотическая реликвия).^[56] В 1981 году Эйнхорн и Сато^[57] опубликовал модель, аналогичную модели Гута, и показал, что она решит загадку магнитный монополь изобилие в Теориях Великого Объединения. Как и Гут, они пришли к выводу, что такая модель не только требует точной настройки космологической постоянной, но также, вероятно, приведет к слишком гранулированной Вселенной, то есть к большим изменениям плотности в результате столкновений со стенками пузырьков.

Физический размер Радиус Хаббла (сплошная линия) как функция линейного расширения (масштабного фактора) Вселенной. Во время космологической инфляции радиус Хаббла постоянен. Также показана физическая длина волны режима возмущения (пунктирная линия).На графике показано, как мода возмущения становится больше горизонта во время космологической инфляции перед возвращением за горизонт, который быстро растет во время доминирования излучения. Если бы космологической инфляции никогда не было, а доминирование радиации продолжалось бы до тех пор, пока гравитационная сингулярность, то мода никогда не была бы за горизонтом в очень ранней Вселенной, и нет причинный Механизм мог гарантировать, что Вселенная была однородной в масштабе моды возмущения.

Гут предположил, что по мере охлаждения ранней Вселенной она оказалась в ловушке ложный вакуум с высокой плотностью энергии, которая очень похожа на космологическая постоянная. Когда очень ранняя Вселенная остыла, она оказалась в ловушке метастабильный состояние (он был переохлажден), из которого он мог распасться только в процессе зарождение пузырьков через квантовое туннелирование. Пузыри из настоящий вакуум спонтанно образуются в море ложного вакуума и быстро начинают расширяться в скорость света. Гут признал, что эта модель была проблематичной, потому что модель не нагревалась должным образом: когда пузырьки зарождались, они не генерировали никакого излучения. Излучение могло возникнуть только при столкновении между стенками пузыря. Но если инфляция длилась достаточно долго, чтобы решить проблемы начальных условий, столкновения между пузырями становились чрезвычайно редкими. В любом пятне причинно-следственной связи может образоваться только один пузырь.

... Казанас (1980) назвал эту фазу ранней Вселенной «фазой де Ситтера». Название «инфляция» было дано Гутом (1981). ... Сам Гут не ссылался на работы Казанаса до тех пор, пока он не опубликовал книгу на эту тему под названием «Инфляционная вселенная: поиски новой теории космического происхождения» (1997), где он извиняется за то, что не упомянул работа Казани и др., связанная с инфляцией.^[58]

Медленное надувание

Проблема столкновения пузырьков решена Linde^[59] и независимо Андреас Альбрехт и Пол Стейнхардт^[60] в модели под названием новая инфляция или же медленная инфляция (Модель Гута затем стала известна как старая инфляция). В этой модели вместо туннелирования из состояния ложного вакуума инфляция происходила за счет скалярное поле скатывание с холма потенциальной энергии. Когда поле катится очень медленно по сравнению с расширением Вселенной, происходит инфляция. Однако, когда холм становится более крутым, надувание прекращается и может произойти повторный нагрев.

Эффекты асимметрии

В конце концов, было показано, что новая инфляция не создает идеально симметричную Вселенную, но возникают квантовые флуктуации в инфлатоне. Эти колебания образуют изначальные семена всей структуры, созданной в более поздней вселенной.^[61] Эти колебания были впервые рассчитаны Вячеслав Муханов и Г. В. Чибисов при анализе аналогичной модели Старобинского.^[62][63][64] В контексте инфляции они были разработаны независимо от работы Муханова и Чибисова на трехнедельном семинаре Наффилда 1982 года по очень ранней Вселенной в Кембриджский университет.^[65] Колебания рассчитывались четырьмя группами, работавшими отдельно в течение семинара: Стивен Хокинг;^[66] Старобинский;^[67] Гут и Со-Юнг Пи;^[68] и Бардин, Steinhardt и Тернер.^[69]

Наблюдательный статус

Инфляция - это механизм реализации космологический принцип, которая является основой стандартной модели физической космологии: она учитывает однородность и изотропность наблюдаемой Вселенной. Кроме того, это объясняет наблюдаемую плоскостность и отсутствие магнитных монополей. Со времени ранней работы Гута каждое из этих наблюдений получило дальнейшее подтверждение, наиболее впечатляющим из которых явились подробные наблюдения космический микроволновый фон сделано Космический корабль Планк.^[70] Этот анализ показывает, что Вселенная плоская с точностью до 0,5 процента, а также что она однородна и изотропна до одной части на 100000.

Инфляция предсказывает, что структуры, видимые сегодня во Вселенной, сформировались через гравитационный коллапс возмущений, которые сформировались как квантово-механические флуктуации в инфляционную эпоху. Подробный вид спектра возмущений, называемый почти масштабно-инвариантный Гауссовское случайное поле очень специфичен и имеет всего два свободных параметра. Один - это амплитуда спектра и спектральный индекс, который измеряет небольшое отклонение от масштабной инвариантности, предсказанное инфляцией (идеальная масштабная инвариантность соответствует идеализированной вселенной де Ситтера).^[71] Другой свободный параметр - это отношение тензора к скаляру. Самые простые модели инфляции, без тонкая настройка, предсказать тензор к скалярному соотношению около 0,1.^[72]

Инфляция предсказывает, что наблюдаемые возмущения должны быть в тепловое равновесие друг с другом (они называются адиабатический или же изэнтропический возмущения). Такая структура возмущений подтверждена Космический корабль Планк, WMAP космический корабль и другие эксперименты с космическим микроволновым фоном (CMB), и обзоры галактик, особенно продолжающийся Sloan Digital Sky Survey.^[73] Эти эксперименты показали, что одна часть из 100 000 наблюдаемых неоднородностей имеет в точности форму, предсказываемую теорией. Есть свидетельства небольшого отклонения от масштабной инвариантности. В спектральный индекс, п_s является единицей для масштабно-инвариантного спектра Харрисона – Зельдовича. Простейшие модели инфляции предсказывают, что п_s составляет от 0,92 до 0,98.^{[74][72][75][76]} Это диапазон, который возможен без тонкая настройка параметров, связанных с энергией.^[75] Из данных Planck можно сделать вывод, что п_s=0.968 ± 0.006,^[70][77] и тензор к скалярному соотношению менее 0,11. Это считается важным подтверждением теории инфляции.^[17]

Были предложены различные теории инфляции, которые делают совершенно разные прогнозы, но, как правило, они дают гораздо больше. тонкая настройка чем должно быть необходимо.^[74][72] Однако как физическая модель инфляция наиболее ценна тем, что она надежно предсказывает начальные условия Вселенной на основе только двух регулируемых параметров: спектрального индекса (который может изменяться только в небольшом диапазоне) и амплитуды возмущений. За исключением надуманных моделей, это верно независимо от того, как инфляция реализуется в физике элементарных частиц.

Иногда наблюдаются эффекты, которые, по-видимому, противоречат простейшим моделям инфляции. Данные WMAP за первый год показали, что спектр может не быть почти масштабно-инвариантным, но вместо этого может иметь небольшую кривизну.^[78] Однако данные за третий год показали, что эффект был статистической аномалией.^[17] Еще один эффект, замеченный с момента появления первого космического микроволнового фонового спутника, Исследователь космического фона заключается в том, что амплитуда квадрупольный момент реликтового излучения неожиданно низкое, а другие низкие мультиполи, по-видимому, преимущественно выровнены с плоскость эклиптики. Некоторые утверждали, что это признак негауссовости и, таким образом, противоречит простейшим моделям инфляции. Другие предположили, что эффект может быть вызван другой новой физикой, загрязнением переднего плана или даже предвзятость публикации.^[79]

В настоящее время проводится экспериментальная программа по дальнейшему тестированию инфляции с более точными измерениями реликтового излучения. В частности, высокоточные измерения так называемых «B-мод» поляризация радиационного фона может служить доказательством гравитационное излучение вызвано инфляцией, а также может показать, соответствует ли энергетический масштаб инфляции, предсказанный простейшими моделями (10¹⁵–10¹⁶ ГэВ) верно.^[72][75] В марте 2014 г. BICEP2 Команда объявила о том, что поляризация реликтового излучения в B-моде подтвердила наличие инфляции. Команда объявила отношение тензорной мощности к скалярной. ${ displaystyle r}$ было между 0,15 и 0,27 (отклонение нулевой гипотезы; ${ displaystyle r}$ ожидается равным 0 при отсутствии инфляции).^[80] Однако 19 июня 2014 г. снизилась уверенность в подтверждении результатов;^[81][82][83] 19 сентября 2014 г. было сообщено о дальнейшем снижении доверия^[84][85] а 30 января 2015 года поступило еще меньше уверенности.^[86][87] К 2018 году дополнительные данные предполагали с 95% уверенностью, что ${ displaystyle r}$ 0,06 или ниже: согласуется с нулевой гипотезой, но все же согласуется со многими оставшимися моделями инфляции.^[80]

Другие потенциально подтверждающие измерения ожидаются от Космический корабль Планк, хотя неясно, будет ли сигнал видимым или будет мешать загрязнение от источников переднего плана.^[88] Другие предстоящие измерения, такие как 21 сантиметр излучения (излучение, испускаемое и поглощаемое нейтральным водородом до первые звезды сформированный), может измерять спектр мощности с даже большим разрешением, чем обзоры CMB и галактик, хотя неизвестно, будут ли эти измерения возможны или будут ли помехи радиоисточники на Земле и в галактике будет слишком велико.^[89]

Теоретический статус

Нерешенная проблема в физике: Верна ли теория космологической инфляции, и если да, то каковы детали этой эпохи? Что такое гипотетическое поле инфлатона, вызывающее инфляцию? (больше нерешенных задач по физике)

В раннем предложении Гута считалось, что надувной был Поле Хиггса, поле, объясняющее массу элементарных частиц.^[51] Некоторые теперь считают, что инфлатон не может быть полем Хиггса.^[90] хотя недавнее открытие бозона Хиггса увеличило количество работ, рассматривающих поле Хиггса как инфлатон.^[91] Одной из проблем такой идентификации является текущее напряжение с экспериментальными данными на электрослабый шкала,^[92] который в настоящее время изучается на Большом адронном коллайдере (LHC). Другие модели инфляции основывались на свойствах Теорий Великого Объединения.^[60] Поскольку простейшие модели великое объединение потерпели неудачу, многие физики теперь думают, что инфляция будет включена в суперсимметричный теория, такая как теория струн или суперсимметричная теория великого объединения. В настоящее время, хотя инфляция понимается в основном ее подробными предсказаниями первоначальные условия для горячей ранней Вселенной физика элементарных частиц в основном для этого случая моделирование. Таким образом, несмотря на то, что прогнозы инфляции согласуются с результатами наблюдательных тестов, остается много открытых вопросов.

Проблема тонкой настройки

Одна из самых серьезных проблем с инфляцией возникает из-за необходимости тонкая настройка. В новой инфляции условия медленного качения должно быть выполнено, чтобы произошла инфляция. Условия медленного качения говорят о том, что надувной потенциал должен быть плоским (по сравнению с большим энергия вакуума) и что частицы инфлатона должны иметь небольшую массу.^{[требуется разъяснение][93]} Новая инфляция требует, чтобы Вселенная имела скалярное поле с особенно плоским потенциалом и особыми начальными условиями. Однако были предложены объяснения этих тонких настроек. Например, классические масштабно-инвариантные теории поля, в которых масштабная инвариантность нарушается квантовыми эффектами, обеспечивают объяснение плоскостности инфляционных потенциалов при условии, что теория может быть изучена с помощью теория возмущений.^[94]

Linde предложил теорию, известную как хаотическая инфляция в котором он предположил, что условия для инфляции действительно удовлетворяются в целом. Инфляция произойдет практически в любая вселенная который начинается в хаотическом состоянии с высокой энергией, имеющим скалярное поле с неограниченной потенциальной энергией.^[95] Однако в его модели поле инфлатона обязательно принимает значения больше единицы. Блок Планка: по этой причине их часто называют большое поле модели и конкурирующие новые модели инфляции называются небольшое поле модели. В этой ситуации предсказания эффективная теория поля считаются недействительными, поскольку перенормировка должны вызвать большие корректировки, которые могут предотвратить инфляцию.^[96] Эта проблема еще не решена, и некоторые космологи утверждают, что модели малого поля, в которых инфляция может происходить при гораздо меньшем энергетическом масштабе, являются лучшими моделями.^[97] Хотя инфляция зависит от квантовой теории поля (и полуклассическое приближение к квантовая гравитация) в важном смысле, это не было полностью согласовано с этими теориями.

Бранденбергер прокомментировал тонкую настройку в другой ситуации.^[98] Амплитуда первичных неоднородностей, возникающих при инфляции, напрямую связана с энергетическим масштабом инфляции. Предлагаемая шкала - около 10.¹⁶ ГэВ или 10⁻³ раз Планковская энергия. Естественная шкала наивно - это шкала Планка, поэтому это маленькое значение можно рассматривать как еще одну форму точной настройки (называемую проблема иерархии): плотность энергии, определяемая скалярным потенциалом, уменьшается на 10⁻¹² по сравнению с Планковская плотность. Однако обычно это не считается критической проблемой, поскольку масштаб инфляции естественным образом соответствует масштабу унификации калибров.

Вечная инфляция

Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно, по крайней мере, в некоторых регионах Вселенной. Это происходит потому, что области надувания очень быстро расширяются, воспроизводя себя. Если скорость распада до состояния без надувания не будет достаточно высокой, новые надутые области образуются быстрее, чем не надувающиеся области. В таких моделях большая часть объема Вселенной постоянно расширяется в любой момент времени.

Все модели вечной инфляции создают бесконечную гипотетическую мультивселенную, обычно фрактальную. Теория мультивселенной вызвала серьезные разногласия в научном сообществе по поводу жизнеспособности инфляционной модели.

Пол Стейнхардт, один из первых создателей инфляционной модели, представил первый пример вечной инфляции в 1983 году.^[99] Он показал, что инфляция может продолжаться бесконечно, создавая пузыри в ненадутом пространстве, заполненном горячим веществом и радиацией, в окружении пустого пространства, которое продолжает раздуваться. Пузыри не могли расти достаточно быстро, чтобы успевать за инфляцией. Позже в том же году Александр Виленкин показал, что вечная инфляция носит общий характер.^[100]

Хотя классическая инфляция снижает потенциал, квантовые флуктуации иногда могут поднять его до прежних уровней. Эти области, в которых инфлатон колеблется вверх, расширяются намного быстрее, чем области, в которых инфлатон имеет более низкую потенциальную энергию, и имеют тенденцию доминировать с точки зрения физического объема. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом вечна. Есть хорошо известные теоремы о том, что это устойчивое состояние не может продолжаться вечно в прошлом. Инфляционное пространство-время, подобное пространству де Ситтера, неполно без сужающейся области. Однако, в отличие от пространства де Ситтера, флуктуации в сжимающемся инфляционном пространстве схлопываются, образуя гравитационную сингулярность, точку, в которой плотности становятся бесконечными. Следовательно, необходима теория начальных условий Вселенной.

При вечной инфляции регионы с инфляцией имеют экспоненциально растущий объем, а регионы, где инфляция не происходит, - нет. Это говорит о том, что объем раздувающейся части Вселенной в глобальной картине всегда невообразимо больше, чем часть, которая перестала раздуваться, даже несмотря на то, что инфляция в конечном итоге заканчивается, как это видит любой отдельный наблюдатель до инфляции. Ученые расходятся во мнениях относительно того, как присвоить вероятностное распределение этому гипотетическому антропному ландшафту. Если вероятность различных регионов рассчитывается по объему, следует ожидать, что инфляция никогда не закончится, или, применяя граничные условия, которые существует для ее наблюдения местным наблюдателем, инфляция закончится как можно позже.

Некоторые физики считают, что этот парадокс можно разрешить, если взвесить наблюдателей по их прединфляционному объему. Другие полагают, что парадоксу нельзя разрешить и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который первым представил модель вечной инфляции,^[99] позже стал одним из ее самых ярых критиков по этой причине.^{[101][102][103]}

Первоначальные условия

Некоторые физики пытались избежать проблемы начальных условий, предлагая модели вечно расширяющейся Вселенной без происхождения.^{[104][105][106]} Эти модели предполагают, что, хотя Вселенная в самых больших масштабах расширяется экспоненциально, она была, есть и всегда будет пространственно бесконечной и существовала и будет существовать вечно.

Другие предложения пытаются описать создание Вселенной ex nihilo на основе квантовая космология и следующая инфляция. Виленкин выдвинул один из таких сценариев.^[100] Хартл и Хокинг предложил безграничное предложение для первоначального создания Вселенной, в которой инфляция происходит естественным образом.^{[107][108][109]}

Гут описал инфляционную вселенную как «лучший бесплатный обед»:^[110][111] новые вселенные, подобные нашей, непрерывно создаются на огромном, раздувающемся фоне. Гравитационные взаимодействия в этом случае обходят (но не нарушают) первый закон термодинамики (энергосбережение) и второй закон термодинамики (энтропия и стрела времени проблема). Однако, хотя существует консенсус, что это решает проблему начальных условий, некоторые оспаривают это, поскольку гораздо более вероятно, что Вселенная возникла в результате квантовая флуктуация. Дон Пейдж был откровенным критиком инфляции из-за этой аномалии.^[112] Он подчеркнул, что термодинамические стрела времени требует низких энтропия начальных условиях, что маловероятно. По их мнению, вместо решения этой проблемы теория инфляции усугубляет ее - повторный нагрев в конце эпохи инфляции увеличивает энтропию, заставляя начальное состояние Вселенной быть даже более упорядоченным, чем в других теориях Большого взрыва с фаза инфляции отсутствует.

Позднее Хокинг и Пейдж обнаружили неоднозначные результаты, когда попытались вычислить вероятность инфляции в начальном состоянии Хартла-Хокинга.^[113] Другие авторы утверждали, что, поскольку инфляция вечна, вероятность не имеет значения, пока она не равна нулю: как только она начинается, инфляция увековечивает себя и быстро доминирует во Вселенной.^{[5][114]:223–225} Однако Альбрехт и Лоренцо Сорбо утверждали, что вероятность того, что инфляционный космос, в соответствии с сегодняшними наблюдениями, возникнет в результате случайных колебаний из какого-то ранее существовавшего состояния, намного выше, чем вероятность неинфляционного космоса. Это связано с тем, что «начальное» количество негравитационной энергии, необходимое для инфляционного космоса, намного меньше, чем для неинфляционной альтернативы, которая перевешивает любые энтропийные соображения.^[115]

Другая проблема, о которой время от времени упоминалось, - это транс-планковская проблема или транс-планковские эффекты.^[116] Поскольку энергетический масштаб инфляции и масштаб Планка относительно близки, некоторые из квантовых флуктуаций, которые составляли структуру в нашей Вселенной, были меньше планковской длины до инфляции. Следовательно, должны быть поправки из физики планковского масштаба, в частности неизвестной квантовой теории гравитации. По-прежнему существуют разногласия по поводу величины этого эффекта: находится ли он на пороге обнаруживаемости или полностью не обнаруживается.^[117]

Гибридная инфляция

Другой вид инфляции, называемый гибридная инфляция, является продолжением новой инфляции. Он вводит дополнительные скалярные поля, так что, хотя одно из скалярных полей отвечает за нормальную медленную инфляцию, другое запускает конец инфляции: когда инфляция продолжается достаточно долго, становится благоприятным для второго поля распадаться на гораздо более низкую энергетическое состояние.^[118]

При гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (таким образом, определяя скорость расширения), а другое отвечает за медленное вращение (таким образом определяя период инфляции и ее прекращение). Таким образом, колебания первого инфлатона не повлияют на прекращение инфляции, в то время как колебания второго не повлияют на скорость расширения. Следовательно, гибридная инфляция не вечна.^[119][120] Когда второй (медленно катящийся) инфлатон достигает дна своего потенциала, он меняет положение минимума потенциала первого инфлатона, что приводит к быстрому скатыванию инфлатона вниз по его потенциалу, что приводит к прекращению инфляции.

Отношение к темной энергии

Темная энергия в целом похож на инфляцию и, как полагают, вызывает ускорение расширения современной Вселенной. Однако энергетическая шкала темной энергии намного ниже, 10⁻¹² ГэВ, примерно 27 порядки величины меньше масштабов инфляции.

Инфляция и струнная космология

Открытие компактификации потока открыл путь для примирения инфляции и теории струн.^[121] Инфляция браны предполагает, что инфляция возникает из-за движения D-браны^[122] в компактифицированной геометрии, обычно в сторону стопки анти-D-бран. Эта теория, управляемая Действие Дирака-Борна-Инфельда, отличается от обычной инфляции. Динамика до конца не изучена. По-видимому, необходимы особые условия, поскольку инфляция происходит при туннелировании между двумя вакуумами в струнный пейзаж. Процесс туннелирования между двумя вакуумами - это форма старой инфляции, но новая инфляция должна происходить по какому-то другому механизму.

Инфляция и петлевая квантовая гравитация

При исследовании эффектов теория петля квантовой гравитации по космологии, петля квантовой космологии появилась модель, которая обеспечивает возможный механизм космологической инфляции. Петлевая квантовая гравитация предполагает квантованное пространство-время. Если плотность энергии больше, чем может удерживаться квантованным пространством-временем, считается, что она возвращается в норму.^[123]

Альтернативы и дополнения

Были выдвинуты другие модели, которые, как утверждается, объясняют некоторые или все наблюдения, связанные с инфляцией.

Большой отскок

Гипотеза большого отскока пытается заменить космическую сингулярность космическим сжатием и отскоком, тем самым объясняя начальные условия, которые привели к Большому взрыву.^[124] Проблемы ровности и горизонта естественно решаются в Эйнштейн-Картан- Теория гравитации Sciama-Kibble, не требующая экзотической формы материи или свободных параметров.^[125][126] Эта теория расширяет общую теорию относительности, устраняя ограничение симметрии аффинной связности и касаясь ее антисимметричной части, тензор кручения, как динамическая переменная. Минимальная связь между кручением и Спиноры Дирака генерирует спин-спиновое взаимодействие, которое важно в фермионной материи при чрезвычайно высоких плотностях. Такое взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого взрыва, заменяя ее отскоком в виде каспа с конечным минимальным масштабным фактором, до которого Вселенная сжималась. Быстрое расширение сразу после Большой отскок объясняет, почему нынешняя Вселенная в самых больших масштабах кажется пространственно плоской, однородной и изотропной. По мере уменьшения плотности Вселенной эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно вступает в эру доминирования излучения.

Экпиротические и циклические модели

Эта секция не цитировать любой источники. Пожалуйста помоги улучшить этот раздел к добавление цитат в надежные источники. Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удаленный. (Ноябрь 2016) (Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения)

В экпиротический и циклические модели также считаются дополнением к инфляции. Эти модели решают проблема горизонта через расширяющуюся эпоху хорошо перед Большого взрыва, а затем сгенерировать требуемый спектр первичных возмущений плотности во время фазы сжатия, ведущей к Большой хруст. Вселенная проходит через Большой хруст и выходит в горячую Большой взрыв фаза. В этом смысле они напоминают Ричард Чейс Толманс колеблющаяся вселенная; в модели Толмена, однако, общий возраст Вселенной обязательно конечен, а в этих моделях это не обязательно так. Вопрос о том, может ли быть создан правильный спектр флуктуаций плотности, и сможет ли Вселенная успешно пройти через переход от Большого взрыва / большого сжатия, остается предметом споров и текущих исследований. Экпиротические модели избегают магнитный монополь проблема до тех пор, пока температура на переходе от Большого сжатия к Большому взрыву остается ниже Великого Объединенного Масштаба, поскольку это температура, необходимая в первую очередь для образования магнитных монополей. В настоящее время нет никаких свидетельств «замедления» расширения, но это неудивительно, поскольку ожидается, что каждый цикл будет длиться порядка триллиона лет.

Космология струнного газа

Теория струн требует, чтобы, помимо трех наблюдаемых пространственных измерений, существовали дополнительные измерения, которые свернуты или свернуты. уплотненный (смотрите также Теория Калуцы – Клейна). Дополнительные измерения появляются как частый компонент супергравитация модели и другие подходы к квантовая гравитация. Это вызвало случайный вопрос о том, почему четыре измерения пространства-времени стали большими, а остальные - незаметно малыми. Попытка ответить на этот вопрос называется космология струнного газа, был предложен Роберт Бранденбергер и Джумрун Вафа.^[127] Эта модель фокусируется на динамике ранней Вселенной, рассматриваемой как горячий газ из струн. Бранденбергер и Вафа показывают, что измерение пространство-время может расширяться только в том случае, если обвивающие его струны могут эффективно уничтожать друг друга. Каждая строка представляет собой одномерный объект, и наибольшее количество измерений, в которых две строки будут в общем пересекаются (и, предположительно, уничтожить) равно трем. Следовательно, наиболее вероятное количество некомпактных (больших) пространственных измерений - три. Текущая работа над этой моделью сосредоточена на том, сможет ли она стабилизировать размер компактифицированных измерений и произвести правильный спектр первичных возмущений плотности.^[128] Первоначальная модель не «решала проблемы энтропии и плоскостности стандартной космологии»,^[129] хотя Бранденбургер и соавторы позже утверждали, что эти проблемы могут быть устранены путем реализации космологии струнного газа в контексте сценария подпрыгивающей Вселенной.^[130][131]

Различный c

Космологические модели, использующие переменная скорость света были предложены, чтобы решить проблему горизонта и предоставить альтернативу космической инфляции. В моделях VSL фундаментальная постоянная c, обозначая скорость света в вакууме больше в ранняя вселенная чем его текущая стоимость, эффективно увеличивая горизонт частиц во время развязки достаточно, чтобы учесть наблюдаемую изотропию реликтового излучения.

Критика

С момента ее введения Аланом Гутом в 1980 году инфляционная парадигма получила широкое распространение. Тем не менее, многие физики, математики и философы науки высказывали критику, заявляя о непроверяемых предсказаниях и отсутствии серьезной эмпирической поддержки.^[5] В 1999 году Джон Эрман и Хесус Мостерин опубликовали обстоятельный критический обзор инфляционной космологии, в котором заключили, что «мы не думаем, что пока есть веские основания для включения какой-либо из моделей инфляции в стандартное ядро ​​космологии».^[6]

Чтобы работать, и как указал Роджер Пенроуз Начиная с 1986 года, инфляция требует собственных чрезвычайно специфических начальных условий, так что проблема (или псевдопроблема) начальных условий не может быть решена: «Есть что-то в корне неверное представление о попытках объяснить однородность ранней Вселенной как результат процесс термализации. [...] Ибо, если термализация на самом деле что-то делает [...] тогда она представляет собой определенное увеличение энтропии. Таким образом, Вселенная была бы еще более особенной до термализации, чем после ».^[132] Проблема конкретных или «точно настроенных» начальных условий не была бы решена; стало бы хуже. На конференции в 2015 году Пенроуз сказал, что «инфляцию нельзя опровергнуть, она сфальсифицирована. [...] BICEP оказали замечательную услугу, вытащив всех инфляционистов из своей скорлупы и поставив им синяк под глазом ».^[7]

Периодическая критика инфляции заключается в том, что вызванное поле инфлатона не соответствует никакому известному физическому полю, и что его потенциальная энергия Кривая, по-видимому, является специальным приспособлением, позволяющим учесть практически любые доступные данные. Пол Стейнхардт, один из отцов-основателей инфляционной космологии, недавно стал одним из ее самых резких критиков. Он называет «плохую инфляцию» периодом ускоренного роста, результат которого противоречит наблюдениям, а «хорошая инфляция» - совместимым с ними: «Не только плохая инфляция более вероятна, чем хорошая инфляция, но и никакая инфляция не более вероятна, чем любая другая [.. .] Роджер Пенроуз рассмотрел все возможные конфигурации инфлатонного и гравитационного полей. Некоторые из этих конфигураций приводят к инфляции [...] Другие конфигурации приводят к однородной плоской Вселенной напрямую - без инфляции. Получение плоской Вселенной в целом маловероятно. Однако шокирующий вывод Пенроуза заключался в том, что получение плоской Вселенной без инфляции гораздо более вероятно, чем с инфляцией - в несколько раз. 10 в гугол (От 10 до 100) степени! "^[5][114] Вместе с Анной Иджас и Авраам Леб, он писал статьи, в которых утверждалось, что инфляционная парадигма находится в затруднительном положении ввиду данных Спутник Планка.^[133][134] Контраргументы представили Алан Гут, Дэвид Кайзер, и Ясунори Номура^[135] и по Андрей Линде,^[136] говоря, что «космическая инфляция сейчас более прочна, чем когда-либо прежде».^[135]

Смотрите также

• Космология браны
• Сохранение углового момента
• Космология
• Темный поток
• Закон Хаббла
• Инфляция с неминимально связанной инфляцией
• Нелинейная оптика
• Трехмерная модель Вселенной
• Теплая инфляция

Примечания

Рекомендации

• Гут, Алан (1997). Инфляционная Вселенная: поиски новой теории космического происхождения. Персей. ISBN 978-0-201-32840-0.
• Хокинг, Стивен (1998). Краткая история времени. Петух. ISBN 978-0-553-38016-3.
• Хокинг, Стивен; Гэри Гиббонс (1983). Самая ранняя Вселенная. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-31677-4.
• Колб, Эдвард; Майкл Тернер (1988). Ранняя Вселенная. Эддисон-Уэсли. ISBN 978-0-201-11604-5.
• Линде, Андрей (2005). Физика элементарных частиц и инфляционная космология. Современные концепции в физике. 5. С. 1–362. arXiv:hep-th / 0503203. Bibcode:2005hep.th .... 3203L. ISBN 978-3-7186-0490-6.
• Линде, Андрей (2006). «Инфляция и струнная космология». Приложение "Прогресс теоретической физики". 163: 295–322. arXiv:hep-th / 0503195. Bibcode:2006PThPS.163..295L. Дои:10.1143 / PTPS.163.295. S2CID 119410403.
• Лиддл, Эндрю; Дэвид Лит (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура. Кембридж. ISBN 978-0-521-57598-0.
• Lyth, Дэвид Х .; Риотто, Антонио (1999). "Модели инфляции и космологического возмущения плотности в физике элементарных частиц". Отчеты по физике. 314 (1–2): 1–146. arXiv:hep-ph / 9807278. Bibcode:1999ФР ... 314 .... 1л. Дои:10.1016 / S0370-1573 (98) 00128-8. S2CID 119517140.
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56398-7.
• Виленкин Алексей (2006). Множество миров в одном: поиски других вселенных. Хилл и Ван. ISBN 978-0-8090-9523-0.
• Пиблз, П. Дж. Э. (1993). Принципы физической космологии. Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-01933-8.

внешняя ссылка

• Была ли космическая инфляция «взрывом» Большого взрыва?, Алан Гут, 1997
• Эндрю Р. Лиддл (1999). «Введение в космологическую инфляцию». Физика высоких энергий и космология: 260. arXiv:Astro-ph / 9901124. Bibcode:1999hepc.conf..260L.
• обновление 2004 Эндрю Лиддл
• Кови, Лаура (2003). «Состояние наблюдательной космологии и инфляции». Физика в столкновении: 67. arXiv:hep-ph / 0309238. Bibcode:2003phco.conf ... 67C.
• Лит, Дэвид Х. (2003). «Какая модель инфляции лучшая?». Феноменология струн 2003: 260. arXiv:hep-th / 0311040. Bibcode:2003stph.conf..260L.
• Рост инфляции Симметрия, Декабрь 2004 г.
• Журнал Гута, показывающий первоначальную идею
• WMAP поддерживает аргументы в пользу космической инфляции, март 2006 г.
• НАСА, март 2006 г. Пресс-релиз WMAP
• Макс Тегмаркс Наша математическая вселенная (2014), «Глава 5: Инфляция»