Інфляція (космологія)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Космічна інфляція або ж космологічна інфляція або просто інфляція — гіпотетичне надзвичайно швидке (експоненційне) розширення (збільшення в об'ємі) раннього Всесвіту принаймні в 1078 разів, зумовлене від'ємним тиском густини енергії вакууму інфлатонного поля[1]. Воно тривало, починаючи з 10−36 секунд після Великого Вибуху, до якогось моменту між 10−33 і 10−32 секунд. Після інфляційного періоду з інфляційного поля були народженні інші частинки (поля), з яких складається матерія сьогодні, а розширення Всесвіту продовжилось за законом, відмінним від експоненційного.

Терміном «інфляція» називають як гіпотезу того, що інфляція відбулась, так і теорію інфляції, а також ту епоху, коли ця гіпотетична інфляція могла відбутися. Інфляційна гіпотеза була спочатку запропонована в 1980 році американським фізиком Аланом Гутом, який і дав їй назву.

За гіпотезою інфляції весь спостережуваний Всесвіт виник з малого причинно-зв'язаного регіону. Інфляція дає відповідь на класичну загадку космології Великого вибуху: чому наш Всесвіт виявився плоским, однорідним і ізотропним відповідно до космологічного принципу, коли можна було б очікувати на основі фізики Великого вибуху дуже викривленого, неоднорідного Всесвіту? Гіпотеза інфляції також пояснює походження великомасштабної структури Всесвіту. Флуктуації в мікроскопічній інфляційній області, збільшені до космічних розмірів, стали зародками формування структури Всесвіту (див. також утворення та еволюція галактик та форування структур)[2].

Мотивація[ред.ред. код]

Основним мотивом введення теорії інфляції в космології є те, що вона розв'язує кілька принципових проблеми теорії Великого вибуху. А саме:

Проблема горизонту[ред.ред. код]

Розмір видимого в сучасну епоху Всесвіту (який є однорідним та ізотропним) становить [3]: l_{H,0}(t_0)\approx10^{28}см У планківьку епоху він був:


l_{H,0}(t_{Pl})=\frac{a(t_{Pl})}{a(t_0)}l_{H,0}(t_0)

де a(t_0) - масштабний фактор в сучасну епоху.

Порівняємо його з розміром причинно зв'язанної області в цю епоху (l_c=ct_{Pl}):


\frac{l_{H,0}(t_{Pl})}{l_c}=\frac{a(t_{Pl})}{a(t_0)}\frac{t_0}{t_{Pl}}\sim\frac{T_0}{T_{Pl}}\frac{t_0}{t_{Pl}},

де було знехтувано зміною ефективного числа релятивістських ступенів вільності. Температура Всесвіту в планківьку епоху грубо оцінюється як T_{Pl}\sim10^{28} K. Тоді чисельно матимемо:


\frac{l_{H,0}(t_{Pl})}{l_c}\sim\frac{10^{17}}{10^{-43}}10^{-32}\sim10^{28}


Отже, за планківських часів розмір Всесвіту перевищує розмір причинно-зв'язанної області в ті часи майже на 28 порядків. Це означає, що в 10^{84} причинно не з'язанних областях густина енергії була однорідно розподілена, з точністю \sim 10^{-4}. Оскільки жоден сигнал не може поширюватись швидше світла, не існує жодного фізичного процесу, котрий міг би бути відповідальним за такий однорідний розподіл. Зауваживши, що масштабний фактор поводиться з часом, як певний степінь часу, ми можемо використати наближення a/t\sim\dot{a}. Тоді:


\frac{l_{H,0}(t_{Pl})}{l_c}\sim\frac{\dot{a}(t_{Pl})}{\dot{a}(t_0)},

що означае, що розмір Всесвіту початково був більший ніж причинно-зв'язана область як відношення відповідних темпів розширення Всесвіту. Враховуючи, що гравітація завжди діяла, як притягуюча сила, а отже уповільнювала темп розширення, приходимо до висновку, що однорідна область завжди була більшою за причинно-зв'язану область. Дана проблема називається проблемою горизонту, вона полягає в тому, що розширення Всесвіту відбувається занадто повільно, в порівнянні зі збільшенням горизонту, і в полі зору спостерігача постійно з'являються нові області, які ніколи не були причинно пов'язані. Попри це Всесвіт являється однорідним на дуже великих масштабах.

Проблема плоскості[ред.ред. код]

Перевіримо, чи буде виконуватись припущення про те, що на планківських масштабах вклад просторової кривини в рівняння Фрідмана є одного порядку з іншими вкладами. Для цього запишемо рівняння Фрідмана в термінах безрозмірного параметру густини \Omega(t)=\frac{\rho(t)}{\rho_{cr}(t)} (в нього врахуємо одразу і вклад матерії, і вклад \Lambda-члену, \Omega_{curv}=1-\Omega - вклад просторової кривини): 
\Omega(t)-1=\frac{k}{(Ha)^2}.

Відповідно до цього, можемо записати:


\Omega(t_{Pl})-1=(\Omega(t_0)-1)\frac{(Ha)_0^2}{(Ha)_{Pl}^2}=(\Omega(t_0)-1)\left(\frac{\dot{a}(t_0)}{\dot{a}(t_{Pl})}\right)^2\leq10^{-56}

тобто ми бачимо, що для того, щоб модель гарячого Великого вибуху дійсно відтворювала спостережувану сьогодні просторову плоскостність Всесвіту, в неї в якості початкової умови необхідно закласти вимогу:


|\Omega_{curv}|\leq10^{-56},

тобто на початку еволюції просторова кривина має бути на 56 порядків менше очікуваної (ми очікуємо, що вона буде такого ж порядку, як інші вклади, тобто \sim1, в наш час вклад кривини оцінюється, як <0.02). Таке величезне розходження між початковими даними, які необхідно закласти в модель гарячого Всесвіту і розмірністною оцінкою називають проблемою плоскостності.

Проблема ентропії[ред.ред. код]

Ентропія видимої частини Всесвіту оцінюється гігантським числом [4]: 
S_0=10^{88}

В теорії Великого вибуху розширення Всесвіту з великою точністю відбувається адіабатично. Це означає, що це велетенське число має бути закладене в теорію в якості початкової умови. Природньо ж було б очікувати, що в планківську епоху ентропія Всесвіту, народженого, наприклад, квантовим чином, рівна кількості різних типів частинок (тобто порядка сотні для Стандартної моделі)

Ця проблема пов'язана з проблемою горизонту. Оскільки розмір сучасного горизонту в планківську епоху перевищує планківський масштаб на 28 порядків, то і, відповідно ентропія перевищує очікувану на 28\cdot3 порядків.

Інтенсивне народження частинок на стадії постінфляційного розігріву розв'язує проблему ентропії.

Проблема первинних неоднорідностей[ред.ред. код]

Ще однією проблемою, що потребує пояснення, це природа первинних неоднорідностей густини, які необхідні для пояснення великомасштабної структури Всесвіту. Початкова їх амплітуда має бути на рівні \delta\rho/\rho\sim5\cdot10^{-5}. В теорії гарячого Великого вибуху механізму утворення цих неоднорідностей не існує, їх доводиться закладати "руками" в якості початкового даного космологічної еволюції.

Отже, в теорії гарячого Великого вибуху немає відповідей на запитання, чому Всесвіт такий однорідний, ізотропний і просторово-плоский. В рамках цієї теорії також не вдається пояснити природу первинних неоднорідностей. Початкові умови, які призводять до спостережуваного нами сьогодні Всесвіту в теорії Великого вибуху виглядають неприродньо.

Основна ідея інфляції[ред.ред. код]

При формулюванні проблеми горизонту та проблеми плоскотності суттєвим виявився факт, що \dot{a}(t) являється швидко спадною функцією часу для гарячого Всесвіту, що розширюється. Висновку, що \frac{\dot{a}(t_{Pl})}{\dot{a}(t_0)}\gg1 можна уникнути лише припустивши, що протягом певного періоду еволюції Всесвіт розширювався прискорено. Цей період еволюції отримав назву стадії інфляції. Тоді ми можема мати \frac{\dot{a}(t_{Pl})}{\dot{a}(t_0)}<1 і утворення нашого Всесвіту з однієї причинно-зв'язаної області стає можливим.

Постінфляційний розігрів Всесвіту[ред.ред. код]

В інфляційних моделях після закінчення стадії інфляції поле інфлятона починає осцилювати навколо мінімуму свого потенціалу[5]. При цьому, за рахунок присутності в теорії інших полів (поля Стандартної моделі) відбуватиметься народження частинок матерії, тобто енергія, яка зосереджена в модах поля інфлятона переходитиме в енергію народжених частинок. В англомовній літературі ця стадія дістала назву "preheating". Народжені таким чином частинки згодом переходитимуть у стан термодинамічної рівноваги ("reheating"). Лише після цього починається стадія Великого гарячого вибуху.

Див. також[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]

  1. Mukhanov (2005). Physical Foundations of Cosmology
  2. Tyson, Neil deGrasse and Donald Goldsmith (2004), Origins: Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution, W. W. Norton & Co., pp. 84-5.
  3. Д. С. Горбунов, В. А. Рубаков, Введение в физику ранней вселенной. Теория горячего Большого взрыва - М: ИЯИ РАН (2006)
  4. Д. С. Горбунов, В. А. Рубаков, Введение в физику ранней вселенной. Космологические возмущения. Инфляционная теория - М: ИЯИ РАН (2009)
  5. Д. С. Горбунов, В. А. Рубаков, Введение в физику ранней вселенной. Космологические возмущения. Инфляционная теория - М: ИЯИ РАН (2009)