Kaoottinen inflaatioteoria

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 27. tammikuuta 2021 tarkistetusta versiosta . vahvistus vaatii 1 muokkauksen .

Kaoottinen inflaatioteoria on skenaario maailmankaikkeuden kehitykselle universumin inflaatiomallille . Teoria tarjoaa yksinkertaisen tavan kuvata universumin inflaatiota värähtelevän skalaarikentän avulla . Tietyillä olettamuksilla tulee mahdolliseksi universumien olemassaolo Multiversessa erilaisilla alkuainehiukkasilla ja niiden vuorovaikutuksen laeilla.

Kuvaus teoriasta

Kaoottinen inflaatioskenaario kuvattiin ensimmäisen kerran A. Linden vuoden 1983 artikkelissa [1] . Tätä ennen inflaatioteoriassa käytettiin vaihtelevan monimutkaisia skenaarioita, mutta kaoottinen inflaatioskenaario osoittautui aikaisempiin verrattuna hyvin yksinkertaiseksi. Se ei vaatinut termodynaamista tasapainoa, alijäähdytystä eikä laajentumista väärän tyhjiön tilassa.

Kaoottisen inflaation teorian selittämiseksi otetaan huomioon skalaarikenttä, jolla on neliöllinen potentiaalienergiatiheys:

V(\phi )={m^{2} \over 2}\phi ^{2}

Energiafunktiolla on minimiarvo , jonka lähellä voidaan odottaa skalaarikentän värähtelyjä. Tämä pätee kuitenkin vain ei-laajenevaan universumiin. Nopeasti laajenevassa universumissa skalaarikenttä pienenee hitaasti ("vierii alas"), kun taas mitä nopeammin universumi laajenee, sitä hitaammin kentän potentiaalienergia vähenee. $\phi=0$

Tämän kentän kehityksen kuvaamiseen käytetään kahta yhtälöä - kenttäyhtälöä ja Einsteinin yhtälöä:

{\dpiste \phi }+3H{\piste \phi }=-m^{2}\phi

H^{2}+{\frac {k}{{a^{2}}}}={\frac {{8\pi }}{{3M_{p}^{2}}}}\left({ {\frac {1}{2}}{\piste \phi }+V\left(\phi \right)}\right)

missä on universumin Hubble-vakio skaalauskertoimella (universumin koko), vastaavasti avoimille, litteille ja suljetuille malleille, on Planckin massa, , missä on gravitaatiovakio. Ensimmäinen yhtälö muistuttaa harmonisen oskillaattorin liikeyhtälöä , jossa x(t):n sijasta käytetään ja kuvaa ympäristön viskositeettia oskillaattorille. $H={\piste a}/a$ $a(t)$ $k = -1,0,1$ $M_{p}$ $M_{p}^{{-2}}=G$ $G$ $\phi (t)$ $3H{\piste \phi }$

Alkuehtoina oletetaan skalaarikentän suureksi arvoksi , minkä seurauksena alkuvaiheessa (jopa sekuntiin) maailmankaikkeuden koko kasvaa eksponentiaalisesti . Heti kun universumin koon kasvun vuoksi skalaarikenttä tulee tarpeeksi pieneksi, inflaatio loppuu ja kenttä alkaa värähdellä lähellä minimiä . Lisäksi teoria olettaa, että kuten mikä tahansa nopeasti värähtelevä klassinen kenttä, se alkaa menettää energiaa hiukkasparien muodostumisen vuoksi. Nämä hiukkaset tulevat keskenään vuorovaikutuksen seurauksena termodynaamiseen tasapainoon, ja tästä hetkestä lähtien osa kuvataan kuuman maailmankaikkeuden standarditeorialla . $\phi$ $10^{{-35}}$ $a(t)$ $\phi$ $V(\phi )$

Uuden teorian tärkein ero on inflaatiouniversumin koon nopea kasvu - sekunneissa Planckin pituudesta valtaviin kokoihin cm. Vaikka koot riippuvat käytetystä mallista, kuitenkin kaikissa realistisissa Universumi osoittautuu paljon suuremmiksi kuin havaittavan maailmankaikkeuden koko . $10^{{-35}}$ $10^{{10^{{12}}}}$

Jos tarkastellaan maailmankaikkeutta, jossa on suuri määrä alueita, joiden skalaarikenttä on jakautunut satunnaisesti, niin joillakin alueilla kenttä on liian pieni inflaation alkamiseen , kun taas toisilla se on tarpeeksi suuri. Alkukaaoksen viimeisiltä alueilta muodostuvat universumien alueet, kun taas alueiden koot ylittävät merkittävästi havaittavan universumin koon . Tästä syystä kirjoittaja kutsui tätä teoriaa kaoottisen inflaation teoriaksi. $\phi$

Tärkeä huomioida muunnos, jossa skalaarikentällä on monimutkaisempi muoto, minkä vuoksi useiden minimien olemassaolo on mahdollista . Sitten jos näistä erilaisista minimeistä muodostuu alkuperäisestä kaaoksesta vakausalueita, ovat myös alkuainehiukkasten massat ja vuorovaikutuksen lait niissä erilaisia.

Muistiinpanot

↑ Linde AD Kaoottinen inflaatio // Physics Letters B : päiväkirja. - 1983. - Voi. 129 , no. 3-4 . - s. 177-181 . - doi : 10.1016/0370-2693(83)90837-7 .

Linkit

Andrew Linde. Kaoottinen inflaatio // Inflaatio, kvanttikosmologia ja antrooppinen periaate - luento John Wheelerin 90-vuotisjuhlakonferenssissa "Science and Ultimate Reality: From Quantum to Cosmos", julkaistu preprint-arkistossa: hep-th/0211048 (eng.)
Universumin monet kasvot // A. Linden luento FIANissa vuonna 2007.

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