Universumin inflaatiomalli

Universumin inflaatiomalli ( lat. inflatio "turvotus") on hypoteesi maailmankaikkeuden fysikaalisesta tilasta ja laajenemisen laista alkuräjähdyksen alkuvaiheessa ( yli 10 28 K lämpötiloissa) oletuksena nopeutettu laajeneminen verrattuna kuuman universumin vakiomalliin.

Alan Gut ehdotti teorian ensimmäistä versiota vuonna 1981 , mutta Neuvostoliiton astrofyysikot Aleksei Starobinsky , Andrey Linde [1] [2] , Vjatšeslav Mukhanov ja monet muut osallistuivat keskeisesti sen luomiseen .

Hot Universe -mallin haitat

Kuuman maailmankaikkeuden standardimalli olettaa maailmankaikkeuden erittäin korkean homogeenisuuden ja isotropian. Aikavälillä Planck-epookista ( s, g/cm³) rekombinaatiokauteen sen käyttäytyminen määräytyy tilayhtälöllä, joka on lähellä seuraavaa: $t_{{\mathrm {Planck}}}\noin 10^{{-43}}$ $\rho _{{\mathrm {Planck}}}\noin 10^{{93}}$

p=\varepsilon /3,

missä on paine ja energiatiheys. Skaalauskerroin muuttui määritetyn aikavälin aikana lain mukaan ja sitten tähän päivään asti tilayhtälöä vastaavan lain mukaan : $s$ $\varepsilon$ $R(t)$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$ $R(t)\sim t^{{2/3}}$

p\ll \varepsilon =\rho c^{2},

missä on maailmankaikkeuden keskimääräinen tiheys . $\rho$

Tämän mallin haittana ovat erittäin korkeat vaatimukset alkutilan homogeenisuudelle ja isotropialle, joista poikkeaminen johtaa useisiin ongelmiin.

Universumin laajamittaisen homogeenisuuden ja isotropian ongelma

Universumin havaittavan alueen koko osuu suuruusjärjestyksessä Hubblen etäisyyteen cm (missä H on Hubblen vakio ), eli valonnopeuden äärellisyydestä ja universumin iän äärellisyydestä johtuen, vain alueet (ja niissä sijaitsevat esineet ja hiukkaset), jotka ovat nyt erillään toisistaan, voidaan havaita kaukaa . Alkuräjähdyksen Planckin aikakaudella näiden hiukkasten välinen etäisyys oli kuitenkin: $l_{0}$ $r_{H}=c/H_{0}\noin 10^{{28}}$ $l\leq l_{0}$

l'=l_{0}R(t_{{\mathrm {Planck}}})/R(t_{0})\noin 10^{{-3}}

cm,

ja kausaalisesti yhdistetyn alueen (horisontin) koko määritettiin etäisyyden perusteella:

l_{{\mathrm {Planck}}}=ct_{{\mathrm {Planck}}}\noin 10^{{-33}}

cm,

(Planck-aika ( s), eli tilavuus sisälsi ~ 10 90 sellaista Planck-aluetta, joiden välistä syy-suhdetta (vuorovaikutusta) ei ollut . Alkuolosuhteiden identiteetti näin useilla kausaalisesti toisiinsa liittymättömillä alueilla vaikuttaa erittäin epätodennäköiseltä. lisäksi myöhemmillä aikakausilla Alkuräjähdyksen ongelmaa alkuolosuhteiden identiteetistä kausaalisesti toisiinsa liittymättömillä alueilla ei poisteta: esimerkiksi rekombinaation aikakaudella kosmisen mikroaaltotaustan nyt havaitut fotonit tulevat meille läheltä (erilaisilta) kaarisekunnilla) olisi pitänyt olla vuorovaikutuksessa primääriplasman alueiden kanssa , joiden välillä kuuman maailmankaikkeuden vakiomallin mukaan ei ollut aikaa luoda syy-yhteyttä koko olemassaolonsa ajalta alkaen. Näin ollen voisi odottaa merkittävää kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn anisotropia , mutta havainnot osoittavat, että se on erittäin isotrooppista (poikkeamat eivät ylitä ~10 -4 ). $t_{{\mathrm {Planck}}}\noin 10^{{-43}}$ $minä$ $t_{\mathrm {Planck} }.$

Litteän maailmankaikkeuden ongelma

Havaintotietojen mukaan universumin keskimääräinen tiheys on lähellä ns. kriittinen tiheys , jossa maailmankaikkeuden avaruuden kaarevuus on yhtä suuri kuin nolla. Laskettujen tietojen mukaan tiheyden poikkeaman kriittisestä tiheydestä pitäisi kuitenkin kasvaa ajan myötä, ja universumin havaitun avaruudellisen kaarevuuden selittämiseksi kuuman maailmankaikkeuden standardimallin puitteissa on tarpeen olettaa tiheyspoikkeama Planckin aikakaudella korkeintaan 10 -60 . $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} ))$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$

Maailmankaikkeuden laajamittaisen rakenteen ongelma

Aineen laajamittainen jakautuminen universumissa on hierarkia " Galaksien superjoukot - galaksijoukot - galaksit ". Tällaisen rakenteen muodostamiseksi primäärisistä pienistä tiheyden vaihteluista tarvitaan kuitenkin tietty amplitudi ja primääristen häiriöiden spektrin muoto . Nämä parametrit on myös postuloitava kuuman maailmankaikkeuden standardimallin puitteissa.

Inflaatiolaajeneminen maailmankaikkeuden evoluution alkuvaiheessa

Oletetaan, että ajanjaksona 10 -42 sekuntia 10 -36 sekuntiin maailmankaikkeus oli kehityksensä inflaatiovaiheessa. Tämän vaiheen pääpiirre on aineen maksimivoimakas alipaine, joka johtaa universumin kineettisen energian ja sen koon eksponentiaaliseen kasvuun useiden suuruusluokkien verran [3] . Inflaation aikana universumin lineaariset mitat ovat kasvaneet vähintään 10 26 kertaa ja tilavuus vähintään 10 78 kertaa.

Inflaatiomalli olettaa laajentumisen teholain korvaamisen eksponentiaalisella lailla: $R(t)\sim t^{{1/2}}$

R(t)\sim e^{H(t)t},

missä on inflaatiovaiheen Hubble-vakio , joka yleensä riippuu ajasta. $H(t)=(1/R)dR/dt$

Hubble-vakion arvo inflaatiovaiheessa on 10 42 s −1 > H > 10 36 s −1 , eli se on jättimäisen nykyarvoaan korkeampi. Tällainen laajennuslaki voidaan saada aikaan fysikaalisten kenttien tiloilla (" täyttökenttä "), jotka vastaavat tilayhtälöä , eli alipainetta; tätä vaihetta kutsutaan inflaatioksi ( lat. inflaatio - inflaatio), koska skaalaustekijän kasvusta huolimatta energiatiheys pysyy vakiona. $p=-\varepsilon$ $R(t)$ $\varepsilon$

Energian säilymislakia ei rikota, koska negatiivinen gravitaatioenergia inflaatiolaajenemisvaiheessa pysyy aina täsmälleen yhtä suurena kuin maailmankaikkeuden aineen positiivinen energia, joten universumin kokonaisenergia pysyy yhtä suurena kuin nolla [4] .

Jatkolaajenemisen aikana laajenemisen inflaatiovaiheen aiheuttavan kentän energia muuttuu tavallisten hiukkasten energiaksi [5] : useimmat inflaatiomallit yhdistävät tällaisen muunnoksen symmetrian rikkoutumiseen , mikä johtaa baryonien muodostumiseen . Aine ja säteily saavuttavat korkean lämpötilan, ja maailmankaikkeus siirtyy säteilyn hallitsemaan laajenemisjärjestelmään . $\varepsilon$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$

Kuuman universumimallin ongelmien ratkaiseminen inflaatiomallin puitteissa

Inflaatiovaiheen äärimmäisen korkeista laajenemisnopeuksista johtuen maailmankaikkeuden laajamittaisen yhtenäisyyden ja isotropian ongelma on ratkaistu: koko maailmankaikkeuden havaittava tilavuus on seurausta yhden kausaalisesti yhdistetyn alueen laajenemisesta. - inflaation aikakausi.
Inflaatiovaiheessa avaruudellisen kaarevuuden säde kasvaa niin paljon, että tiheyden nykyinen arvo osoittautuu automaattisesti hyvin lähelle kriittistä , eli litteän maailmankaikkeuden ongelma on ratkaistu. $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$
Inflaatiolaajenemisen aikana tiheyden vaihteluiden tulisi tapahtua sellaisella amplitudi- ja spektrimuodolla (ns. litteä häiriöspektri), jonka seurauksena vaihtelujen myöhempi kehittyminen universumin havaittavaksi rakenteeksi on mahdollista säilyttäen suuren mittakaavan homogeenisuus ja isotropia, eli maailmankaikkeuden laajamittaisen rakenteen ongelma on ratkaistu.

Inflaatiomallin kritiikki

Kosmisen inflaation malli on varsin onnistunut, mutta ei välttämätön kosmologian tarkastelun kannalta. Hänellä on vastustajia, kuten Roger Penrose , sekä yksi hänen kehittäjistä ja entinen kannattaja Paul Steinhardt . Vastustajien argumentit jäävät siihen, että inflaatiomallin tarjoamat ratkaisut ovat vain "roskien lakaisua maton alle". Tämä teoria ei esimerkiksi tarjoa minkäänlaista perustavanlaatuista perustetta sille, että inflaatiota edeltävän vaiheen tiheyshäiriöiden tulisi olla juuri niin pieniä, että inflaation jälkeen syntyy havaittava homogeenisuusaste. Tilanne on samanlainen spatiaalisen kaarevuuden kanssa: se pienenee suuresti inflaation aikana, mutta mikään ei estänyt sitä olemasta niin tärkeä ennen inflaatiota, että se ilmenee vielä maailmankaikkeuden nykyisessä kehitysvaiheessa. Kaikkia näitä vaikeuksia kutsutaan " alkuarvoongelmiksi ". Myöskään inflaatioteorian ennustamia gravitaatioaaltoja, jotka toimivat ylimääräisenä jäännössäteilyn kuumien ja kylmien pisteiden lähteenä, ei ole vielä havaittu [6] .

CMB-gravitaatioaallot ja CMB-polarisaatio

Inflaatiomallista seuraa, että reliktisia (primäärisiä) gravitaatioaaltoja täytyy olla kaiken pituisia aina valtavaan asti - yhtä suuria kuin maailmankaikkeuden koko sen nykyisessä tilassa. Kysymys niiden olemassaolosta voidaan yksiselitteisesti ratkaista jäännesäteilyn polarisaation piirteillä. Jos ne löydetään, inflaatiomalli vahvistetaan lopullisesti [7] :50 .

Vuonna 2014 saatiin epäsuoraa näyttöä inflaatiomallista - kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn polarisaatiosta, jonka saattoivat aiheuttaa primääriset gravitaatioaallot [8] . Kuitenkin myöhempi analyysi (julkaistu 19. syyskuuta 2014), jonka toinen tutkijaryhmä käytti Planckin observatorion tietoja, osoitti, että tulos voidaan katsoa täysin galaktisen pölyn ansioksi. .

Vuodesta 2019 lähtien ei ole havaittu jäännöspainovoimaaaltoja, ja inflaatiomalli on edelleen hyvä hypoteesi [7] :50 .

Inflaatio maailmankaikkeuden evoluution loppuvaiheessa

Supernova Cosmology Projectin osana vuonna 1998 tehdyt Ia-tyypin supernovahavainnot osoittivat, että Hubble -vakio muuttuu ajan myötä sillä tavalla (laajenemisen kiihtyvyys), mikä antaa aihetta puhua laajenemisen inflaatiosta. maailmankaikkeudesta sen evoluution nykyisessä vaiheessa. Salaperäistä tekijää, joka voi aiheuttaa tämän käyttäytymisen, kutsutaan pimeäksi energiaksi . Universumin nopeutettu laajeneminen nykyisessä vaiheessa alkoi 6-7 miljardia vuotta sitten. Tällä hetkellä maailmankaikkeus laajenee niin, että etäisyydet siinä kaksinkertaistuu 10 miljardissa vuodessa ja ennustettavassa tulevaisuudessa [ selventää ] tämä vauhti muuttuu hieman [7] :48 .

Tieteelliset näkökulmat

Amerikkalaisen astrofyysikon Lawrence Kraussin mukaan maailmankaikkeuden inflaatiomallin todentaminen tulee mahdolliseksi inflaation gravitaatioaaltojen profiilin (signatuurin) mittaamisen jälkeen , mikä tuo tutkimusta merkittävästi lähemmäs alkuräjähdyksen aikaa ja ratkaisee muita kiireellisiä ongelmia . teoreettinen fysiikka ja kosmologia [9] .

Katso myös

Muistiinpanot

↑ Inflaatiouniversumimalli . Haettu 7. kesäkuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 15. heinäkuuta 2014. (määrätön)
↑ Aleksei Ponyatov Kvanttiefektit maailmankaikkeuden mittakaavassa Arkistokopio 20. elokuuta 2016 Wayback Machinessa // Tiede ja elämä . - 2013. - Nro 7
↑ Sazhin, 2002 , s. 38.
↑ Hawking S. Lyhyt ajan historia. - Pietari, Amphora, 2001. - ISBN 5-94278-091-9 - s. 181-182
↑ Sazhin, 2002 , s. 39.
↑ Anna Iyas, Abraham Loeb, Paul Steinhard Oliko inflaatiota? // Tieteen maailmassa . - 2017. - Nro 4. - S. 36 - 43. - URL: https://sciam.ru/articles/details/byla-li-inflyacziya Arkistokopio , päivätty 23. huhtikuuta 2017 Wayback Machinessa
↑ 1 2 3 Valeri Rubakov . Universumi tunnettu ja tuntematon // Tiede ja elämä . - 2019. - Nro 11 . - S. 46-50 . (Venäjän kieli)
↑ Elements Science News: BICEP2-koe vahvistaa kosmisen inflaatioteorian keskeisen ennusteen . Käyttöpäivä: 9. helmikuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2015. (määrätön)
↑ Krauss, 2018 , s. 399-397.

Kirjallisuus

Sazhin M. V. Moderni kosmologia suositussa esityksessä. — M. : Pääkirjoitus URSS, 2002. — 240 s. — ISBN 5-354-00012-2 .
Lawrence Krauss . Miksi olemme olemassa. Suurin koskaan kerrottu tarina = Krauss. Suurin koskaan kerrottu tarina - Toistaiseksi: Miksi olemme täällä?. - M . : Alpina tietokirjallisuus, 2018. - ISBN 978-5-91671-948-2 .

Linkit

Universumin laajenemisen inflaatiovaihe . Käyttöpäivä: 23. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 16. elokuuta 2013. (määrätön)
Postnov K.A. Luennot yleisestä astrofysiikasta fyysikoille
Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). "Inflaation ja kosmologisen tiheyden häiriön hiukkasfysiikan mallit". Fysiikan raportit . 314 (1-2): 1-146. arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode : 1999PhR...314....1L . DOI : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 .
Linde, Andrei (2006). "Inflaatio ja merkkijonokosmologia". Teoreettisen fysiikan edistyminen . 163 : 295-322. arXiv : hep-th/0503195 . Bibcode : 2006PThPS.163..295L . DOI : 10.1143/PTPS.163.295 .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani Hienoa norjalaista Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	J9U : 987007541760905171 LCCN : sh89007075

Universumin aikajana
Ensimmäiset kolme minuuttia alkuräjähdyksen jälkeen	Kosmologinen singulaarisuus Planckin aikakausi Suuren yhdistymisen aika Inflaatioaika ( Relic gravitation aallot ) baryogeneesi Electroweakin aikakausi kvarkkien aikakausi Hadronin aikakausi Lepton epoch ( Relic neutrino background ) Fotonien aikakausi
varhainen universumi	protonien aikakausi Rekombinaatio ( CMB ) Synkät ajat Reionisaatio Aineiden ikä
Universumin tulevaisuus	Tähtien ikä Degeneraation ikä Mustien aukkojen aikakausi Ikuisen pimeyden aikakausi iso aukko Iso puristus Universumin lämpökuolema

Partikkeliluokitukset
Nopeus suhteessa valonnopeuteen	Tardions ( tai bradyons) Luxonit Hypoteettinen: Takyonit yliharjoituksia
Sisäisen rakenteen ja erotettavuuden ansiosta	Alkuainehiukkanen ( Perushiukkanen ) yhdistehiukkanen
Fermionit antihiukkasen läsnäolon ansiosta	Dirac fermions Fermions meirami
Muodostunut radioaktiivisen hajoamisen aikana	α β γ δ ε n
Ehdokkaita pimeän aineen hiukkasten rooliin	NYNNY Wimpzilla LSP NLSP
Universumin inflaatiomallissa	Inflaton kaarevuus
Sähkövarauksen läsnäolon ansiosta	varautunut hiukkanen neutraali hiukkanen
Teorioissa spontaanista symmetrian rikkomisesta	Goldstonen bosoni Goldstone fermion ( tai goldstino)
Elinajan mukaan	stabiileja hiukkasia Epästabiilit hiukkaset
Muut luokat	virtuaalinen hiukkanen subatominen hiukkanen antihiukkasia Aidot neutraalit hiukkaset Vapaat hiukkaset Identtiset hiukkaset He ja Kvasihiukkaset Hypoteettiset hiukkaset Resonanssit

Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet	Universumi havaittava maailmankaikkeus Punasiirtymä kosmologinen CMB-säteilyä Gravitaatioaallot Universumin laajeneminen kiihdytetty piilotettu massa Pimeä aine pimeää energiaa
Universumin historia	Alkuräjähdys iso paluu Alkuräjähdyksen kronologia Inflaatio Primaarinen nukleosynteesi Rekombinaatio Galaksien evoluutio Universumin aika Universumin tulevaisuus
Universumin rakenne	Universumin laajamittainen rakenne Galaksien superjoukko Suuri joukko kvasaareja Galaktinen lanka Tyhjä Hubble kupla Universumin muoto
Teoreettiset käsitteet	Universumia koskevien ideoiden kehityksen historia Hubblen laki Gravitaation epävakaus Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Kosmologinen singulaarisuus De Sitter malli kuuma maailmankaikkeuden malli Friedmanin universumi Seuran etäisyys Kriittinen tiheys Friedmanin yhtälö Kosmologinen tilayhtälö Lambda-CDM malli
Kokeilut	Havaintokosmologia 2dF 6dF Bumerangi COBE SDSS WMAP Planck DES
Portaali: Tähtitiede