WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
Космология
Изучаемые объекты и процессы
История Вселенной
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, однако ключевой вклад в её создание внесли советские и экс-советские астрофизики Алексей Старобинский, Андрей Линде[1][2], Вячеслав Муханов и ряд других.

Недостатки модели горячей Вселенной

Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи ( сек, г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

где  — давление,  — плотность энергии. Масштабный фактор изменялся на указанном интервале времени по закону , а затем, до настоящего времени, по закону , соответствующему уравнению состояния:

где — средняя плотность Вселенной.

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной

Размер наблюдаемой области Вселенной по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии . Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:

см,

а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:

см,

(планковское время ( сек), то есть, в объёме содержалось ~1090 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10−4).

Проблема плоской Вселенной

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной близка к т. н. критической плотности , при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности от критической плотности со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху от не более, чем на 10−60.

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной

Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — скопления галактик — галактики». Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определённая амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей Вселенной тоже приходится постулировать.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной

Предполагается, что в период времени с 10-42 сек до 10-36 сек Вселенная находилась в инфляционной стадии своего развития. Её основной особенностью является максимально сильное отрицательное давление вещества, приводящее к экспоненциальному увеличению кинетической энергии Вселенной и её объема на много порядков[3].

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения на экспоненциальный закон:

где  — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек−1 > H > 1036 сек−1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния , то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора , плотность энергии остаётся постоянной.

В ходе дальнейшего расширения энергия поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц[4]: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения .

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели

  • Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляционной эпохи.
  • На инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности автоматически оказывается весьма близким к критическому , то есть разрешается проблема плоской Вселенной.
  • В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной.
  • Однако, последние исследования (Александр Виленкин. Мир множества миров - физики в поисках иных вселенных. М.; 2018. ISBN 978-5-17-111013-0 ; Alex Vilenkin. Many Worlds in One: The Search for Other Universes. Hill and Wang, 2018.) решений инфляционной модели, приводят к выводу, что инфляционная модель не позволяет родиться только одной Вселенной,а только "сразу" или "последовательно" огромному множеству ( порядка 10 в 90 степени только за время существования нашей Вселенной ). При этом инфляция, порождающая вселенные, не заканчивается, а продолжается непрерывно в области "ложного" вакуума. Граница нашей Вселенной отделяет постоянно инфляцирующую область "ложного" вакуума от истинного вакуума нашей Вселенной. А расширение нашей Вселенной интерпретируется как преобразование внешнего "ложного" вакуума в истинный вакуум нашей Вселенной с сопутствующим наполнением её энергией, которая поддерживает плотность Вселенной в точности равной критической. Таким образом, можно считать, что Большой Взрыв продолжается, пока расширяется наша вселенная, так как его причина - преобразование "ложного" вакуума в истинный вакуум продолжает существовать.

Критика инфляционной модели

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Все эти сложности носят название «проблемы начальных значений». Также пока не обнаружены реликтовые гравитационные волны, предсказываемые теорией инфляции и служащие дополнительным источником горячих и холодных пятен реликтового излучения[5].

Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной

Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Загадочный фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.

Опровергнутое экспериментальное подтверждение инфляционной модели

В 2014 году были получены косвенные доказательства инфляционной модели — поляризация реликтового излучения, которая могла быть вызвана первичными гравитационными волнами[6]. Однако, более поздний анализ (опубликован 19 сентября 2014), проведённый другой группой исследователей с использованием данных обсерватории «Планк», показал, что результат можно полностью отнести на счёт галактической пыли[источник не указан 92 дня].

Научные перспективы

По мнению американского астрофизика Лоуренса Краусса, проверка инфляционной модели Вселенной станет возможна после измерения профиля (сигнатуры) инфляционных гравитационных волн, что позволит существенно приблизить исследования к моменту Большого Взрыва и разрешить другие насущные проблемы теоретической физики и космологии [7].

См. также

Примечания

Литература

  • Лоуренс Краусс. Почему мы существуем. Величайшая из когда-либо рассказанных историй = Krauss. The Greatest Story Ever Told - So Far: Why Are We Here?. М.: Альпина Нон-фикшн, 2018. ISBN 978-5-91671-948-2.

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .




Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии