Inflacja (kosmologia) - Inflation (cosmology)

W kosmologii fizycznej , kosmicznej inflacji , kosmologicznej inflacji , czy tylko inflacji , jest teorią wykładniczej ekspansji przestrzeni we wczesnym wszechświecie . Epoka inflacyjna trwała od 10 -36 sekund po conjectured Big Bang osobliwości pewnym czasie od 10 -33 do 10 -32 sekund po osobliwości. Po okresie inflacji wszechświat nadal się rozszerzał, ale w wolniejszym tempie. Przyspieszenie tej ekspansji z powodu ciemnej energii rozpoczęło się po tym, jak wszechświat miał już ponad 7,7 miliarda lat (5,4 miliarda lat temu).

Teoria inflacji została opracowana pod koniec lat 70. i na początku lat 80., przy znaczącym wkładzie kilku fizyków teoretycznych , w tym Aleksieja Starobinsky'ego z Landau Institute for Theoretical Physics , Alana Gutha z Cornell University i Andrei Linde z Lebedev Physical Institute . Aleksiej Starobinsky, Alan Guth i Andrei Linde zdobyli nagrodę Kavli 2014 „za pionierską teorię kosmicznej inflacji”. Został on dalej rozwijany na początku lat 80-tych. Wyjaśnia pochodzenie wielkoskalowej struktury kosmosu . Fluktuacje kwantowe w mikroskopijnym regionie inflacyjnym, powiększone do rozmiarów kosmicznych, stają się zalążkiem wzrostu struktury we Wszechświecie (patrz tworzenie i ewolucja galaktyk oraz tworzenie struktur ). Wielu fizyków uważa również, że inflacja wyjaśnia, dlaczego Wszechświat wydaje się być taki sam we wszystkich kierunkach ( izotropowy ), dlaczego kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła jest równomiernie rozłożone, dlaczego Wszechświat jest płaski i dlaczego nie zaobserwowano monopoli magnetycznych .

Szczegółowy mechanizm fizyki cząstek odpowiedzialny za inflację jest nieznany. Podstawowy paradygmat inflacyjny jest akceptowany przez większość fizyków, ponieważ wiele przewidywań modelu inflacji zostało potwierdzonych przez obserwacje; jednak znaczna mniejszość naukowców nie zgadza się z tym stanowiskiem. Hipotetyczne pole, które uważa się za odpowiedzialne za inflację, nazywa się inflatonem .

W 2002 roku trzech pierwotnych architektów teorii zostało docenionych za ich duży wkład; Fizycy Alan Guth z MIT , Andrei Linde ze Stanford i Paul Steinhardt z Princeton otrzymali prestiżową nagrodę Diraca „za opracowanie koncepcji inflacji w kosmologii”. W 2012 roku Guth i Linde otrzymali przełomową nagrodę w dziedzinie fizyki podstawowej za wynalezienie i rozwój kosmologii inflacyjnej.

Przegląd

Około 1930 Edwin Hubble odkrył, że światło z odległych galaktyk zostało przesunięte ku czerwieni ; im bardziej odległy, tym bardziej przesunięty. Zostało to szybko zinterpretowane jako oznaczające oddalanie się galaktyk od Ziemi. Jeśli Ziemia nie znajduje się w jakiejś szczególnej, uprzywilejowanej, centralnej pozycji we wszechświecie, oznaczałoby to, że wszystkie galaktyki oddalają się od siebie, a im dalej, tym szybciej się oddalają. Teraz wiadomo, że wszechświat rozszerza się , niosąc ze sobą galaktyki i powodując tę ​​obserwację. Wiele innych obserwacji jest zgodnych i również prowadzi do tego samego wniosku. Jednak przez wiele lat nie było jasne, dlaczego i jak wszechświat może się rozszerzać ani co może oznaczać.

W oparciu o ogromną ilość obserwacji eksperymentalnych i prac teoretycznych uważa się, że powodem tych obserwacji jest to, że sama przestrzeń rozszerza się i że rozszerza się bardzo szybko w ciągu pierwszego ułamka sekundy po Wielkim Wybuchu . Ten rodzaj rozwinięcia jest znany jako rozwinięcie „metryczne” . W terminologii matematyki i fizyki „ metryka ” jest miarą odległości, która spełnia określoną listę właściwości, a termin sugeruje, że zmienia się poczucie odległości we wszechświecie . Dzisiaj zmienność metryczna jest zbyt małym efektem, aby można było zobaczyć go w skali mniejszej niż międzygalaktyczna.

Współczesne wyjaśnienie metrycznego rozszerzania przestrzeni kosmicznej zostało zaproponowane przez fizyka Alana Gutha w 1979 roku, podczas badania problemu, dlaczego obecnie nie obserwuje się monopoli magnetycznych . Odkrył, że gdyby wszechświat zawierał pole w stanie fałszywej próżni o dodatniej energii , to zgodnie z ogólną teorią względności spowodowałoby to wykładnicze rozszerzenie przestrzeni. Bardzo szybko zdano sobie sprawę, że taka ekspansja rozwiąże wiele innych długotrwałych problemów. Problemy te wynikają z obserwacji, że aby wyglądać tak jak dzisiaj , Wszechświat musiałby zacząć od bardzo precyzyjnie dostrojonych lub „specjalnych” warunków początkowych podczas Wielkiego Wybuchu. Teoria inflacji w dużej mierze rozwiązuje również te problemy, dzięki czemu wszechświat taki jak nasz jest znacznie bardziej prawdopodobny w kontekście teorii Wielkiego Wybuchu.

Nie odkryto jeszcze żadnego pola fizycznego, które jest odpowiedzialne za tę inflację. Jednak takie pole byłoby skalarne, a pierwsze relatywistyczne pole skalarne, które udowodniono, że istnieje, pole Higgsa , zostało odkryte dopiero w latach 2012–2013 i nadal jest badane. Nie wydaje się więc problematyczne, że pole odpowiedzialne za kosmiczną inflację i metryczną ekspansję kosmosu nie zostało jeszcze odkryte. Proponowane pole i jego kwanty ( powiązane z nim cząstki subatomowe ) nazwano inflatonem . Gdyby to pole nie istniało, naukowcy musieliby zaproponować inne wyjaśnienie dla wszystkich obserwacji, które silnie sugerują, że metryczna ekspansja przestrzeni miała miejsce i nadal zachodzi (o wiele wolniej) dzisiaj.

Teoria

Rozszerzający się wszechświat ma na ogół horyzont kosmologiczny , który przez analogię do bardziej znanego horyzontu spowodowanego krzywizną powierzchni Ziemi wyznacza granicę części Wszechświata, którą widzi obserwator. Światło (lub inne promieniowanie) emitowane przez obiekty poza kosmologicznym horyzontem w przyspieszającym wszechświecie nigdy nie dociera do obserwatora, ponieważ przestrzeń pomiędzy obserwatorem a obiektem rozszerza się zbyt szybko.

Historia Wszechświata – przypuszcza się, że fale grawitacyjne powstają w wyniku kosmicznej inflacji, szybszej od światła ekspansji tuż po Wielkim Wybuchu .

Obserwowalny wszechświat jest jednym przyczynowy załatać znacznie większego nieobserwowalnej wszechświata; inne części Wszechświata nie mogą jeszcze komunikować się z Ziemią. Te części Wszechświata znajdują się poza naszym obecnym horyzontem kosmologicznym. W standardowym modelu gorącego wielkiego wybuchu, bez inflacji, kosmologiczny horyzont przesuwa się, ukazując nowe regiony. Jednak ponieważ lokalny obserwator widzi taki obszar po raz pierwszy, nie różni się on niczym od innych obszarów przestrzeni, które lokalny obserwator już widział: jego promieniowanie tła ma prawie taką samą temperaturę, jak promieniowanie tła innych obszarów, a jego Krzywizna czasoprzestrzeni ewoluuje wraz z innymi. To stanowi tajemnicę: skąd te nowe regiony wiedziały, jaką mają mieć temperaturę i krzywiznę? Nie mogli się tego nauczyć poprzez odbieranie sygnałów, ponieważ wcześniej nie komunikowali się z naszym stożkiem światła z przeszłości .

Inflacja odpowiada na to pytanie, postulując, że wszystkie regiony pochodzą z wcześniejszej epoki o dużej energii próżni lub stałej kosmologicznej . Przestrzeń ze stałą kosmologiczną jest jakościowo inna: zamiast przesuwać się na zewnątrz, horyzont kosmologiczny pozostaje na swoim miejscu. Dla każdego obserwatora odległość do kosmologicznego horyzontu jest stała. Przy wykładniczo rozszerzającej się przestrzeni, dwóch pobliskich obserwatorów jest bardzo szybko rozdzielonych; tak bardzo, że odległość między nimi szybko przekracza granice komunikacji. Plastry przestrzenne rozszerzają się bardzo szybko, obejmując ogromne objętości. Rzeczy nieustannie przesuwają się poza kosmologiczny horyzont, który jest w stałej odległości, i wszystko staje się jednorodne.

Gdy pole inflacyjne powoli przechodzi w próżnię, stała kosmologiczna spada do zera, a przestrzeń zaczyna normalnie się rozszerzać. Nowe obszary, które pojawiają się podczas normalnej fazy ekspansji, są dokładnie tymi samymi obszarami, które zostały wypchnięte z horyzontu podczas inflacji, a więc mają prawie taką samą temperaturę i krzywiznę, ponieważ pochodzą z tego samego pierwotnie małego skrawka przestrzeni .

Teoria inflacji wyjaśnia zatem, dlaczego temperatury i krzywizny różnych regionów są tak prawie równe. Przewiduje również, że całkowita krzywizna wycinka przestrzeni w stałym czasie globalnym wynosi zero. Ta prognoza implikuje, że całkowita materia zwykła, ciemna materia i szczątkowa energia próżni we Wszechświecie muszą się sumować do gęstości krytycznej , a dowody to potwierdzają. Co bardziej uderzające, inflacja pozwala fizykom obliczyć drobne różnice temperatur w różnych regionach na podstawie fluktuacji kwantowych w erze inflacji, a wiele z tych prognoz ilościowych zostało potwierdzonych.

Przestrzeń się rozszerza

W przestrzeni, która z czasem rozszerza się wykładniczo (lub prawie wykładniczo), dowolna para swobodnie unoszących się obiektów, które początkowo pozostają w spoczynku, będzie oddalać się od siebie w coraz szybszym tempie, przynajmniej tak długo, jak nie są ze sobą związane żadną siłą . Z punktu widzenia jednego z takich obiektów, czasoprzestrzeń jest czymś w rodzaju wywróconej na lewą stronę czarnej dziury Schwarzschilda – każdy obiekt jest otoczony sferycznym horyzontem zdarzeń. Gdy drugi obiekt spadnie przez ten horyzont, nigdy nie może wrócić, a nawet wysyłane przez niego sygnały świetlne nigdy nie dotrą do pierwszego obiektu (przynajmniej tak długo, jak przestrzeń będzie się rozszerzać wykładniczo).

W przybliżeniu, że ekspansja jest dokładnie wykładnicza, horyzont jest statyczny i pozostaje w stałej odległości fizycznej. Tę plamę rozdmuchującego się wszechświata można opisać za pomocą następującej metryki :

Ta wykładniczo rozszerzająca się czasoprzestrzeń nazywana jest przestrzenią de Sittera i aby ją utrzymać, musi istnieć stała kosmologiczna , gęstość energii próżni, która jest stała w przestrzeni i czasie i proporcjonalna do Λ w powyższej metryce. W przypadku rozszerzania się wykładniczego energia próżni ma podciśnienie p równe co do wielkości jej gęstości energii ρ ; równanie stanu jest p = -ρ .

Inflacja zazwyczaj nie jest ekspansją wykładniczą, ale raczej quasi- lub prawie wykładniczą. W takim wszechświecie horyzont będzie powoli rósł wraz z upływem czasu, w miarę jak gęstość energii próżni stopniowo maleje.

Pozostało niewiele niejednorodności

Ponieważ przyspieszająca ekspansja przestrzeni rozciąga wszelkie początkowe zmiany gęstości lub temperatury do bardzo dużych skal długości, istotną cechą inflacji jest to, że wygładza niejednorodności i anizotropie oraz zmniejsza krzywiznę przestrzeni . Wprowadza to Wszechświat w bardzo prosty stan, w którym jest całkowicie zdominowany przez pole inflatonowe, a jedynymi istotnymi niejednorodnościami są drobne fluktuacje kwantowe . Inflacja osłabia również egzotyczne cząstki ciężkie, takie jak monopoli magnetycznych przewidzieć wiele rozszerzeń do standardowego modelu z fizyki cząstek . Gdyby Wszechświat był wystarczająco gorący, aby utworzyć takie cząstki przed okresem inflacji, nie byłyby one obserwowane w przyrodzie, ponieważ byłyby tak rzadkie, że jest całkiem prawdopodobne, że nie ma ich w obserwowalnym wszechświecie . Wszystkie te efekty są nazywane inflacyjnym „twierdzeniem braku włosa” przez analogię do twierdzenia o braku włosa dla czarnych dziur .

Twierdzenie "bez włosów" działa zasadniczo dlatego, że horyzont kosmologiczny nie różni się od horyzontu czarnej dziury, z wyjątkiem filozoficznych nieporozumień dotyczących tego, co znajduje się po drugiej stronie. Interpretacja twierdzenia o braku włosa polega na tym, że Wszechświat (obserwowalny i nieobserwowalny) rozszerza się o ogromny czynnik podczas inflacji. W rozszerzającym się wszechświecie gęstość energii generalnie spada lub ulega rozcieńczeniu wraz ze wzrostem objętości Wszechświata. Na przykład gęstość zwykłej „zimnej” materii (pyłu) maleje jako odwrotność objętości: gdy wymiary liniowe podwoją się, gęstość energii zmniejsza się ośmiokrotnie; gęstość energii promieniowania spada jeszcze szybciej, gdy Wszechświat się rozszerza, ponieważ długość fali każdego fotonu jest rozciągnięta ( przesunięta ku czerwieni ), oprócz fotonów rozpraszanych przez ekspansję. Gdy wymiary liniowe są podwojone, gęstość energii w promieniowaniu spada szesnastokrotnie (patrz rozwiązanie równania ciągłości gęstości energii dla płynu ultrarelatywistycznego ). Podczas inflacji gęstość energii w polu inflacyjnym jest w przybliżeniu stała. Jednak gęstość energii we wszystkim innym, łącznie z niejednorodnościami, krzywizną, anizotropiami, cząstkami egzotycznymi i cząstkami modelu standardowego spada, a przy wystarczającej inflacji wszystko to staje się nieistotne. To sprawia, że ​​Wszechświat jest płaski i symetryczny i (poza jednorodnym polem inflatonowym) w większości pusty, w chwili gdy kończy się inflacja i zaczyna się ponowne nagrzewanie.

Czas trwania

Kluczowym wymaganiem jest to, że inflacja musi trwać wystarczająco długo, aby wytworzyć obecny obserwowalny wszechświat z jednego, małego, inflacyjnego tomu Hubble'a . Jest to konieczne, aby Wszechświat wydawał się płaski, jednorodny i izotropowy w największych obserwowalnych skalach. Ogólnie uważa się, że wymóg ten jest spełniony, jeśli Wszechświat rozszerzył się o czynnik co najmniej 10 26 podczas inflacji.

Odgrzewanie

Inflacja to okres przechłodzonej ekspansji, kiedy temperatura spada około 100 000 razy. (Dokładny spadek jest zależny od modelu, ale w pierwszych modelach wynosił on zwykle od 10 27 K do 10 22 K.) Ta stosunkowo niska temperatura utrzymuje się podczas fazy inflacji. Po zakończeniu inflacji temperatura powraca do temperatury sprzed inflacji; nazywa się to dogrzewaniem lub termalizacją, ponieważ duża energia potencjalna pola inflatonowego rozpada się na cząstki i wypełnia Wszechświat cząstkami Modelu Standardowego , w tym promieniowaniem elektromagnetycznym , rozpoczynając zdominowaną przez promieniowanie fazę Wszechświata. Ponieważ natura inflacji nie jest znana, proces ten jest nadal słabo poznany, chociaż uważa się, że zachodzi w rezonansie parametrycznym .

Motywacje

Inflacja rozwiązuje kilka problemów w Big Bang kosmologii, które zostały odkryte w 1970 roku. Inflacja została po raz pierwszy zaproponowana przez Alana Gutha w 1979 roku podczas badania problemu, dlaczego obecnie nie obserwuje się żadnych monopoli magnetycznych ; odkrył, że fałszywa próżnia o dodatniej energii , zgodnie z ogólną teorią względności , generowałaby wykładnicze rozszerzenie przestrzeni. Bardzo szybko zdano sobie sprawę, że taka ekspansja rozwiąże wiele innych długotrwałych problemów. Problemy te wynikają z obserwacji, że aby wyglądać tak jak dzisiaj , Wszechświat musiałby zacząć od bardzo precyzyjnie dostrojonych lub „specjalnych” warunków początkowych podczas Wielkiego Wybuchu. Inflacja próbuje rozwiązać te problemy, dostarczając dynamicznego mechanizmu, który doprowadza Wszechświat do tego szczególnego stanu, czyniąc Wszechświat podobny do naszego znacznie bardziej prawdopodobnym w kontekście teorii Wielkiego Wybuchu.

Problem z horyzontem

Problem horyzontu jest problem określenia dlaczego Wszechświat wydaje statystycznie jednorodne i izotropowe zgodnie z zasadą kosmologiczną . Na przykład cząsteczki w zbiorniku z gazem są rozmieszczone jednorodnie i izotropowo, ponieważ znajdują się w równowadze termicznej: gaz w zbiorniku miał wystarczająco dużo czasu na interakcję, aby rozproszyć niejednorodności i anizotropie. Sytuacja jest zupełnie inna w modelu Wielkiego Wybuchu bez inflacji, ponieważ ekspansja grawitacyjna nie daje wczesnego Wszechświata wystarczająco dużo czasu na osiągnięcie równowagi. W Wielkim Wybuchu z materią i promieniowaniem znanymi w Modelu Standardowym, dwa szeroko oddzielone regiony obserwowalnego Wszechświata nie mogły dojść do równowagi, ponieważ oddalają się od siebie z prędkością większą niż prędkość światła, a zatem nigdy nie weszły w kontakt przyczynowy . We wczesnym Wszechświecie nie było możliwe przesyłanie sygnału świetlnego między tymi dwoma regionami. Ponieważ nie wchodziły w interakcje, trudno wyjaśnić, dlaczego mają tę samą temperaturę (są w równowadze termicznej). Historycznie rzecz biorąc, proponowane rozwiązania obejmowały wszechświat Phoenix z Georges Lemaître , powiązanego oscylacyjnej wszechświata z Richard Chase TOLMAN , a wszechświat Mixmaster z Charles Misnera . Lemaître i Tolman zaproponowali, że wszechświat podlegający wielu cyklom kurczenia się i rozszerzania może osiągnąć równowagę termiczną. Ich modele zawiodły jednak z powodu narastania entropii w kilku cyklach. Misner wysunął (ostatecznie błędne) przypuszczenie, że mechanizm Mixmastera, który uczynił Wszechświat bardziej chaotycznym, może prowadzić do statystycznej jednorodności i izotropii.

Problem płaskości

Płaskości problemem jest czasami nazywany jednym z Dicke zbieżności (wraz z kosmologicznej stały problem ). W latach 60. stało się wiadome, że gęstość materii we Wszechświecie jest porównywalna z gęstością krytyczną niezbędną dla płaskiego Wszechświata (to jest Wszechświata, którego geometria wielkoskalowa jest zwykłą geometrią euklidesową , a nie nieeuklidesową hiperboliczną lub sferyczną). geometria ).

Dlatego niezależnie od kształtu Wszechświata wkład krzywizny przestrzennej w rozszerzanie się Wszechświata nie mógł być dużo większy niż wkład materii. Ale w miarę rozszerzania się Wszechświata krzywizna przesuwa się ku czerwieni wolniej niż materia i promieniowanie. Ekstrapolowane w przeszłość, stanowi problem dostrojenia, ponieważ wkład krzywizny we Wszechświecie musi być wykładniczo mały (na przykład szesnaście rzędów wielkości mniej niż gęstość promieniowania podczas nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu ). Problem ten zaostrzają ostatnie obserwacje mikrofalowego promieniowania tła, które wykazały, że Wszechświat jest płaski z dokładnością do kilku procent.

Problem z monopolem magnetycznym

Problemem monopol magnetyczny , zwany czasem problem egzotycznie relikwiami, mówi, że jeśli wczesny wszechświat był bardzo gorący, duża liczba bardzo ciężkie, stabilne monopolami magnetycznymi byłby produkowany. Jest to problem z teoriami wielkiej unifikacji , które proponują, że w wysokich temperaturach (takich jak we wczesnym wszechświecie) siły elektromagnetyczne , silne i słabe siły jądrowe nie są w rzeczywistości siłami fundamentalnymi, ale powstają w wyniku spontanicznego zerwania symetrii z teorii pojedynczego cechowania. . Teorie te przewidują szereg ciężkich, stabilnych cząstek, których nie zaobserwowano w przyrodzie. Najbardziej znany jest monopol magnetyczny, rodzaj stabilnego, ciężkiego "ładunku" pola magnetycznego. Przewiduje się, że monopole będą obficie produkowane zgodnie z teoriami Wielkiej Jedności w wysokiej temperaturze i powinny były przetrwać do dnia dzisiejszego do tego stopnia, że ​​stałyby się podstawowym składnikiem Wszechświata. Nie tylko tak nie jest, ale wszystkie poszukiwania ich zakończyły się niepowodzeniem, nakładając rygorystyczne ograniczenia na gęstość reliktowych monopoli magnetycznych we Wszechświecie. Okres inflacji, który występuje poniżej temperatury, w której mogą powstawać monopole magnetyczne, dawałby możliwość rozwiązania tego problemu: monopole byłyby od siebie oddzielone w miarę rozszerzania się otaczającego je Wszechświata, potencjalnie obniżając ich obserwowaną gęstość o wiele rzędów wielkości. Chociaż, jak napisał kosmolog Martin Rees , „Sceptycy w kwestii fizyki egzotycznej mogą nie być pod wielkim wrażeniem teoretycznego argumentu wyjaśniającego brak cząstek, które same w sobie są jedynie hipotetyczne. istnieć!"

Historia

Prekursory

W pierwszych dniach ogólnej teorii względności , Albert Einstein wprowadził stałą kosmologiczną , aby umożliwić rozwiązanie statyczną , która była sfera trójwymiarowa z jednolitej gęstości materii. Później Willem de Sitter znalazł wysoce symetryczny, nadęty wszechświat, który opisywał wszechświat ze stałą kosmologiczną, która poza tym jest pusta. Odkryto, że wszechświat Einsteina jest niestabilny, a niewielkie fluktuacje powodują jego zapadanie się lub przekształcanie w wszechświat de Sittera.

We wczesnych latach siedemdziesiątych Zeldovich zauważył problemy z płaskością i horyzontem kosmologii Wielkiego Wybuchu; przed jego pracą uważano, że kosmologia jest symetryczna na gruncie czysto filozoficznym. W Związku Radzieckim te i inne względy skłoniły Belinskiego i Chalatnikowa do analizy chaotycznej osobliwości BKL w ogólnej teorii względności. Wszechświat Misnera Mixmaster próbował wykorzystać to chaotyczne zachowanie do rozwiązania problemów kosmologicznych, z ograniczonym sukcesem.

Fałszywa próżnia

Pod koniec lat 70. Sidney Coleman zastosował techniki instanton opracowane przez Aleksandra Polyakova i jego współpracowników do zbadania losu fałszywej próżni w kwantowej teorii pola . Podobnie jak metastabilna faza w mechanice statystycznej — woda poniżej temperatury zamarzania lub powyżej temperatury wrzenia — pole kwantowe musiałoby zarodkować wystarczająco duży bąbel nowej próżni, nowej fazy, aby dokonać przejścia. Coleman znalazł najbardziej prawdopodobną ścieżkę rozpadu próżni i obliczył odwrotny czas życia na jednostkę objętości. W końcu zauważył, że efekty grawitacyjne byłyby znaczące, ale nie obliczył tych efektów i nie zastosował wyników do kosmologii.

Wszechświat mógł zostać spontanicznie stworzony z niczego (bez przestrzeni , czasu ani materii ) przez fluktuacje kwantowe fałszywej próżni metastabilnej, powodujące rozszerzanie się bańki prawdziwej próżni.

Inflacja Starobinskiego

W Związku Radzieckim Aleksiej Starobinsky zauważył, że poprawki kwantowe do ogólnej teorii względności powinny być ważne dla wczesnego Wszechświata. Generalnie prowadzą one do korekcji krzywizny do kwadratu w działaniu Einsteina-Hilberta i postaci zmodyfikowanej grawitacji f ( R ) . Rozwiązanie równań Einsteina w obecności członów krzywizny do kwadratu, gdy krzywizny są duże, prowadzi do efektywnej stałej kosmologicznej. Dlatego zaproponował, że wczesny wszechświat przeszedł przez inflacyjną erę de Sittera. To rozwiązało problemy kosmologiczne i doprowadziło do konkretnych prognoz dotyczących poprawek mikrofalowego promieniowania tła, które zostały następnie szczegółowo obliczone. Starobinsky wykorzystał akcję

co odpowiada potencjałowi

w ramce Einsteina. Powoduje to obserwabli:

Problem monopolu

W 1978 roku Zeldovich zauważył problem monopolu, który był jednoznaczną ilościową wersją problemu horyzontu, tym razem w poddziedzinie fizyki cząstek elementarnych, co doprowadziło do kilku spekulacyjnych prób jego rozwiązania. W 1980 roku Alan Guth zdał sobie sprawę, że fałszywy rozpad próżni we wczesnym Wszechświecie rozwiąże problem, co doprowadziło go do zaproponowania inflacji napędzanej skalarami. Oba scenariusze Starobinsky'ego i Gutha przewidywały początkową fazę de Sittera, różniąc się jedynie szczegółami mechanistycznymi.

Wczesne modele inflacyjne

Guth zaproponował inflację w styczniu 1981 roku, aby wyjaśnić nieistnienie monopoli magnetycznych; to Guth ukuł termin „inflacja”. Jednocześnie Starobinsky argumentował, że kwantowe poprawki grawitacji zastąpiłyby początkową osobliwość Wszechświata wykładniczo rozszerzającą się fazą de Sittera. W październiku 1980 r. Demostenes Kazanas zasugerował, że ekspansja wykładnicza może wyeliminować horyzont cząstek i być może rozwiązać problem horyzontu, podczas gdy Sato zasugerował, że ekspansja wykładnicza może wyeliminować ściany domen (inny rodzaj egzotycznego reliktu). W 1981 roku Einhorn i Sato opublikowali model podobny do modelu Gutha i wykazali, że rozwiąże on zagadkę obfitości monopolu magnetycznego w teoriach Wielkiej Unifikacji. Podobnie jak Guth, doszli do wniosku, że taki model nie tylko wymaga precyzyjnego dostrojenia stałej kosmologicznej, ale również prawdopodobnie doprowadziłby do zbyt ziarnistego wszechświata, tj. do dużych zmian gęstości wynikających ze zderzeń ścian pęcherzyków.

Fizyczny rozmiar promienia Hubble'a (linia ciągła) jako funkcja rozszerzalności liniowej (współczynnik skali) wszechświata. Podczas inflacji kosmologicznej promień Hubble'a jest stały. Pokazano również fizyczną długość fali trybu perturbacji (linia przerywana). Wykres ilustruje, w jaki sposób tryb perturbacji rośnie powyżej horyzontu podczas kosmologicznej inflacji przed powrotem do horyzontu, który gwałtownie rośnie podczas dominacji promieniowania. Gdyby kosmologiczna inflacja nigdy nie miała miejsca, a dominacja promieniowania trwałaby aż do osobliwości grawitacyjnej , wówczas mod nigdy nie znajdowałby się wewnątrz horyzontu we wczesnym Wszechświecie i żaden mechanizm przyczynowy nie mógłby zapewnić jednorodności Wszechświata w skali wszechświata. tryb perturbacji.

Guth zasugerował, że gdy wczesny wszechświat ochładzał się, był uwięziony w fałszywej próżni o wysokiej gęstości energii, która przypomina stałą kosmologiczną . Gdy bardzo wczesny wszechświat ochładzał się, został uwięziony w stanie metastabilnym (został przechłodzony), z którego mógł się rozpaść jedynie w procesie zarodkowania pęcherzyków poprzez tunelowanie kwantowe . Pęcherzyki prawdziwej próżni spontanicznie tworzą się w morzu fałszywej próżni i gwałtownie zaczynają rozszerzać się z prędkością światła . Guth uznał, że ten model był problematyczny, ponieważ model nie nagrzewał się prawidłowo: gdy pęcherzyki zarodkowały, nie generowały żadnego promieniowania. Promieniowanie mogło być generowane tylko w zderzeniach między ścianami pęcherzyków. Ale jeśli inflacja trwała wystarczająco długo, aby rozwiązać problemy z warunkami początkowymi, zderzenia między bąbelkami stały się niezmiernie rzadkie. W każdej jednej przyczynowej plamce jest prawdopodobne, że tylko jeden pęcherzyk zarodkuje.

... Kazanas (1980) nazwał tę fazę wczesnego Wszechświata „fazą de Sittera”. Nazwę „inflacja” nadał Guth (1981). ... Sam Guth nie odniósł się do pracy Kazanasa, dopóki nie opublikował książki na ten temat pod tytułem „Wszechświat inflacyjny: poszukiwanie nowej teorii kosmicznego pochodzenia” (1997), w której przeprasza za brak odniesienia do prace Kazanasa i innych, związane z inflacją.

Inflacja powolna

Problem kolizji bąbelków został rozwiązany przez Lindego oraz niezależnie przez Andreasa Albrechta i Paula Steinhardta w modelu zwanym nową inflacją lub powolną inflacją (model Gutha stał się wówczas znany jako stara inflacja ). W tym modelu zamiast tunelowania ze stanu fałszywej próżni, inflacja wystąpiła w wyniku pola skalarnego toczącego się w dół wzgórza energii potencjalnej. Kiedy pole toczy się bardzo wolno w porównaniu z rozszerzaniem się Wszechświata, następuje inflacja. Jednak, gdy wzgórze staje się bardziej strome, inflacja się kończy i może nastąpić ponowne nagrzewanie.

Skutki asymetrii

Ostatecznie wykazano, że nowa inflacja nie tworzy idealnie symetrycznego wszechświata, ale tworzą się fluktuacje kwantowe w inflatonie. Te fluktuacje tworzą pierwotne nasiona wszystkich struktur stworzonych w późniejszym wszechświecie. Wahania te zostały po raz pierwszy obliczone przez Wiaczesława Mukhanova i GV Chibisova, analizując podobny model Starobinsky'ego. W kontekście inflacji zostały one opracowane niezależnie od prac Mukhanova i Chibisova podczas trzytygodniowych warsztatów Nuffield w 1982 r. na temat bardzo wczesnego wszechświata na Uniwersytecie w Cambridge . Wahania zostały obliczone przez cztery grupy pracujące oddzielnie w trakcie warsztatów: Stephen Hawking ; Starobinsky; Guth i taki młody Pi; oraz Bardeen , Steinhardt i Turner .

Status obserwacyjny

Inflacja jest mechanizmem realizacji zasady kosmologicznej , która jest podstawą standardowego modelu kosmologii fizycznej: uwzględnia jednorodność i izotropię obserwowalnego wszechświata. Ponadto uwzględnia obserwowaną płaskość i brak monopoli magnetycznych. Od wczesnych prac Gutha, każda z tych obserwacji otrzymała dalsze potwierdzenie, najbardziej imponujące dzięki szczegółowym obserwacjom mikrofalowego promieniowania tła przeprowadzonych przez sondę Planck . Analiza ta pokazuje, że Wszechświat jest płaski z dokładnością do 0,5 procent, a także jednorodny i izotropowy do jednej części na 100 000.

Inflacja przewiduje, że struktury widoczne dziś we Wszechświecie powstały w wyniku grawitacyjnego załamania perturbacji, które powstały jako fluktuacje mechaniki kwantowej w epoce inflacji. Szczegółowa postać widma perturbacji, nazywana niemal niezmiennym polem gaussowskim, jest bardzo specyficzna i ma tylko dwa wolne parametry. Jednym z nich jest amplituda widma i indeks widmowy , który mierzy niewielkie odchylenie od niezmienności skali przewidywanej przez inflację (niezmienność skali idealnej odpowiada wyidealizowanemu wszechświatowi de Sittera). Drugim wolnym parametrem jest stosunek tensora do skalaru. Najprostsze modele inflacji, te bez dostrojenia , przewidują stosunek tensora do skalaru bliski 0,1.

Inflacja przewiduje, że obserwowane perturbacje powinny znajdować się w równowadze termicznej (tzw. perturbacje adiabatyczne lub izentropowe ). Ta struktura dla perturbacji została potwierdzona przez kosmicznych Plancka , WMAP statków kosmicznych i innych kosmicznego promieniowania tła (CMB) eksperymentów i badań galaktyk , zwłaszcza trwającego Sloan Digital Sky Survey . Eksperymenty te wykazały, że jedna część na 100 000 zaobserwowanych niejednorodności ma dokładnie taką formę, jaką przewiduje teoria. Istnieją dowody na niewielkie odchylenie od niezmienności skali. Wskaźnik widmowej , n y jest na stałej skali Harrison Zel'dovich widma. Najprostsze modele inflacyjne przewidują, że n s jest pomiędzy 0,92 a 0,98. Jest to zakres możliwy bez dostrajania parametrów związanych z energią. Z danych Plancka można wywnioskować, że n s = 0,968 ± 0,006, a stosunek tensorów do skalarów jest mniejszy niż 0,11. Uważa się je za ważne potwierdzenie teorii inflacji.

Zaproponowano różne teorie dotyczące inflacji, które dają radykalnie różne prognozy, ale generalnie są one znacznie bardziej precyzyjne niż powinno być. Jednak jako model fizyczny inflacja jest najcenniejsza, ponieważ solidnie przewiduje warunki początkowe Wszechświata na podstawie tylko dwóch regulowanych parametrów: indeksu widmowego (który może zmieniać się tylko w niewielkim zakresie) i amplitudy perturbacji. Z wyjątkiem modeli wymyślonych, jest to prawdą niezależnie od tego, jak inflacja jest realizowana w fizyce cząstek elementarnych.

Czasami obserwuje się efekty, które wydają się przeczyć najprostszym modelom inflacji. Dane WMAP z pierwszego roku sugerowały, że widmo może nie być prawie niezmienne w skali, ale zamiast tego może mieć niewielką krzywiznę. Jednak dane z trzeciego roku wykazały, że efekt był anomalią statystyczną. Innym efektem zauważonym od czasu pierwszego kosmicznego mikrofalowego satelity tła, Kosmicznego Eksploratora Tła, jest to, że amplituda momentu kwadrupolowego CMB jest nieoczekiwanie niska, a inne niskie multipole wydają się być preferencyjnie wyrównane z płaszczyzną ekliptyki . Niektórzy twierdzili, że jest to sygnatura niegaussowości, a zatem przeczy najprostszym modelom inflacji. Inni sugerowali, że efekt może być spowodowany inną nową fizyką, zanieczyszczeniem pierwszego planu, a nawet stronniczością publikacji .

Trwa program eksperymentalny mający na celu dalsze testowanie inflacji za pomocą dokładniejszych pomiarów CMB. W szczególności bardzo precyzyjne pomiary tak zwanych „trybów B” polaryzacji promieniowania tła mogą dostarczyć dowodów na promieniowanie grawitacyjne wytwarzane przez inflację, a także wykazać, czy skala energetyczna inflacji przewidywana przez najprostsze modele ( 10 15 –10 16 GeV ) jest prawidłowe. W marcu 2014 r. zespół BICEP2 ogłosił, że polaryzacja CMB w trybie B, potwierdzająca inflację, została wykazana. Zespół ogłosił, że stosunek tensora do potęgi skalarnej wynosi od 0,15 do 0,27 (odrzucając hipotezę zerową; oczekuje się, że wynosi 0 w przypadku braku inflacji). Jednak w dniu 19 czerwca 2014 r. zgłoszono obniżone zaufanie do potwierdzenia ustaleń; 19 września 2014 r. zgłoszono dalsze zmniejszenie zaufania, a 30 stycznia 2015 r. jeszcze mniej zaufania. Do 2018 r. dodatkowe dane sugerowały, z 95% pewnością, że wynosi 0,06 lub mniej: zgodne z hipotezą zerową, ale nadal zgodne z wieloma pozostałymi modelami inflacji.

Inne potencjalnie potwierdzające pomiary są spodziewane z sondy Planck , chociaż nie jest jasne, czy sygnał będzie widoczny, czy też zanieczyszczenia ze źródeł na pierwszym planie będą zakłócać. Inne nadchodzące pomiary, takie jak 21-centymetrowe promieniowanie (promieniowanie emitowane i pochłaniane z neutralnego wodoru przed uformowaniem się pierwszych gwiazd ), mogą mierzyć widmo mocy z jeszcze większą rozdzielczością niż przeglądy CMB i galaktyk, chociaż nie wiadomo, czy te pomiary będzie możliwe lub jeśli zakłócenia ze źródłami radiowymi na Ziemi i w galaktyce będą zbyt duże.

Stan teoretyczny

Nierozwiązany problem w fizyce :

Czy teoria inflacji kosmologicznej jest poprawna, a jeśli tak, to jakie są szczegóły tej epoki? Jakie jest hipotetyczne pole inflacyjne powodujące inflację?

We wczesnej propozycji Gutha sądzono, że inflaton jest polem Higgsa , polem wyjaśniającym masę cząstek elementarnych. Niektórzy uważają, że inflaton nie może być polem Higgsa, chociaż niedawne odkrycie bozonu Higgsa zwiększyło liczbę prac uznających pole Higgsa za inflaton. Jednym z problemów tej identyfikacji jest obecne napięcie z danymi eksperymentalnymi w skali elektrosłabej , które są obecnie badane w Wielkim Zderzaczu Hadronów (LHC). Inne modele inflacji opierały się na właściwościach teorii wielkiej unifikacji. Ponieważ najprostsze modele wielkiej unifikacji zawiodły, obecnie wielu fizyków uważa, że ​​inflacja zostanie uwzględniona w teorii supersymetrycznej, takiej jak teoria strun lub supersymetryczna teoria wielkiej unifikacji. Obecnie, podczas gdy inflację rozumie się głównie dzięki szczegółowym przewidywaniom warunków początkowych gorącego wczesnego Wszechświata, fizyka cząstek elementarnych jest w dużej mierze modelowaniem ad hoc . W związku z tym, chociaż przewidywania inflacji są zgodne z wynikami testów obserwacyjnych, pozostaje wiele otwartych pytań.

Problem z dostrajaniem

Jedno z najpoważniejszych wyzwań dla inflacji wynika z potrzeby dostrojenia . W nowej inflacji warunki powolnego obrotu muszą być spełnione, aby inflacja wystąpiła. Warunki powolnego toczenia mówią, że potencjał inflatonu musi być płaski (w porównaniu z dużą energią próżni ) i że cząstki inflatonu muszą mieć małą masę. Nowa inflacja wymaga od Wszechświata pola skalarnego o szczególnie płaskim potencjale i specjalnych warunkach początkowych. Zaproponowano jednak wyjaśnienia dotyczące tych dostosowań. Na przykład klasyczne teorie pola o niezmienności skali, w których niezmienność skali jest łamana przez efekty kwantowe, dostarczają wyjaśnienia płaskości potencjałów inflacyjnych, o ile teorię można badać za pomocą teorii perturbacji .

Linde zaproponował teorię znaną jako inflacja chaotyczna, w której zasugerował, że warunki dla inflacji są w rzeczywistości spełnione dość ogólnie. Inflacja wystąpi praktycznie w każdym wszechświecie, który zaczyna się w chaotycznym, wysokoenergetycznym stanie, który ma pole skalarne z nieograniczoną energią potencjalną. Jednak w jego modelu pole inflatonowe z konieczności przyjmuje wartości większe niż jedna jednostka Plancka : z tego powodu są one często nazywane modelami dużego pola , a konkurencyjne nowe modele inflacji nazywane są modelami małego pola . W tej sytuacji przewidywania efektywnej teorii pola uważa się za nieważne, ponieważ renormalizacja powinna spowodować duże korekty, które mogłyby zapobiec inflacji. Problem ten nie został jeszcze rozwiązany, a niektórzy kosmologowie twierdzą, że modele małego pola, w których inflacja może wystąpić przy znacznie niższej skali energii, są lepszymi modelami. Chociaż inflacja w istotny sposób zależy od kwantowej teorii pola (i półklasycznego przybliżenia do kwantowej grawitacji ), nie została ona w pełni zgodna z tymi teoriami.

Brandenberger skomentował dostrojenie w innej sytuacji. Amplituda pierwotnych niejednorodności wywołanych inflacją jest bezpośrednio powiązana ze skalą energetyczną inflacji. Sugeruje się, że skala ta wynosi około 10 16 GeV lub 10-3 razy więcej energii Plancka . Skala naturalna jest naiwnie skalą Plancka, więc ta mała wartość może być postrzegana jako kolejna forma dostrajania (zwana problemem hierarchii ): gęstość energii podana przez potencjał skalarny jest niższa o 10-12 w porównaniu z gęstością Plancka . Nie jest to jednak zwykle uważane za problem krytyczny, ponieważ skala inflacji odpowiada naturalnie skali unifikacji mierników.

Wieczna inflacja

W wielu modelach inflacyjna faza ekspansji Wszechświata trwa wiecznie przynajmniej w niektórych regionach Wszechświata. Dzieje się tak, ponieważ nadmuchiwane regiony rozszerzają się bardzo szybko, reprodukując się. O ile tempo zaniku do fazy bez nadmuchiwania nie jest wystarczająco szybkie, nowe obszary nadmuchiwane są wytwarzane szybciej niż obszary bez nadmuchiwania. W takich modelach większość objętości Wszechświata stale się powiększa.

Wszystkie modele wiecznej inflacji tworzą nieskończony, hipotetyczny multiwers, zazwyczaj fraktal. Teoria wieloświata wywołała w środowisku naukowym poważną dyskusję na temat wykonalności modelu inflacyjnego.

Paul Steinhardt , jeden z pierwotnych architektów modelu inflacyjnego, przedstawił pierwszy przykład wiecznej inflacji w 1983 roku. Pokazał, że inflacja może trwać w nieskończoność, wytwarzając bąbelki nierozdychającej się przestrzeni wypełnione gorącą materią i promieniowaniem otoczone pustą przestrzenią, która nadal się nadmuchuje. Bąbelki nie mogły rosnąć wystarczająco szybko, aby nadążyć za inflacją. Jeszcze w tym samym roku Alexander Vilenkin wykazał, że wieczna inflacja ma charakter ogólny.

Chociaż nowa inflacja klasycznie obniża potencjał, fluktuacje kwantowe mogą czasami podnieść go do poprzedniego poziomu. Te regiony, w których inflaton fluktuuje w górę, rozszerzają się znacznie szybciej niż regiony, w których inflaton ma niższą energię potencjalną i mają tendencję do dominacji pod względem objętości fizycznej. Wykazano, że każda teoria inflacyjna o nieograniczonym potencjale jest wieczna. Istnieją dobrze znane twierdzenia, że ​​ten stan stacjonarny nie może trwać wiecznie w przeszłość. Inflacyjna czasoprzestrzeń, podobna do przestrzeni de Sittera, jest niepełna bez regionu kurczącego się. Jednak w przeciwieństwie do przestrzeni de Sittera, fluktuacje w kurczącej się przestrzeni inflacyjnej załamują się, tworząc osobliwość grawitacyjną, punkt, w którym gęstości stają się nieskończone. Dlatego konieczne jest posiadanie teorii na warunki początkowe Wszechświata.

W wiecznej inflacji, regiony z inflacją mają gwałtownie rosnący wolumen, podczas gdy regiony bez inflacji nie. Sugeruje to, że objętość powiększającej się części Wszechświata w obrazie globalnym jest zawsze niewyobrażalnie większa niż część, która przestała się powiększać, nawet jeśli inflacja ostatecznie się kończy, jak widzi jakikolwiek pojedynczy obserwator przedinflacyjny. Naukowcy nie zgadzają się, jak przypisać rozkład prawdopodobieństwa do tego hipotetycznego krajobrazu antropicznego. Jeśli prawdopodobieństwo występowania różnych regionów jest liczone objętościowo, należy oczekiwać, że inflacja nigdy się nie skończy lub stosując warunki brzegowe, że istnieje lokalny obserwator, który ją obserwuje, inflacja zakończy się jak najpóźniej.

Niektórzy fizycy uważają, że ten paradoks można rozwiązać, ważąc obserwatorów na podstawie ich objętości przedinflacyjnej. Inni uważają, że nie ma rozwiązania paradoksu, a wieloświat jest krytyczną wadą paradygmatu inflacyjnego. Paul Steinhardt, który jako pierwszy wprowadził model wiecznej inflacji, z tego powodu stał się później jednym z jego najgłośniejszych krytyków.

Warunki początkowe

Niektórzy fizycy próbowali uniknąć problemu warunków początkowych, proponując modele wiecznie rozdmuchującego się wszechświata bez początku. Modele te sugerują, że chociaż Wszechświat, w największych skalach, rozszerza się wykładniczo, to był, jest i zawsze będzie, przestrzennie nieskończony oraz istniał i będzie istnieć na zawsze.

Inne propozycje próbują opisać ex nihilo stworzenie Wszechświata w oparciu o kosmologię kwantową i związaną z nią inflację. Vilenkin przedstawił jeden taki scenariusz. Hartle i Hawking zaproponowali bezgraniczną propozycję początkowego stworzenia Wszechświata, w którym inflacja pojawia się w sposób naturalny.

Guth opisał inflacyjny wszechświat jako „ostateczny darmowy lunch”: nowe wszechświaty, podobne do naszego, są nieustannie tworzone na rozległym, rozdętym tle. Oddziaływania grawitacyjne w tym przypadku omijają (ale nie naruszają) pierwszą zasadę termodynamiki ( zachowanie energii ) i drugą zasadę termodynamiki ( problem entropii i strzałki czasu ). Jednak, chociaż istnieje zgoda, że ​​to rozwiązuje problem warunków początkowych, niektórzy kwestionują to, ponieważ znacznie bardziej prawdopodobne jest, że Wszechświat powstał w wyniku fluktuacji kwantowej . Don Page był szczerym krytykiem inflacji z powodu tej anomalii. Podkreślił, że termodynamiczna strzałka czasu wymaga warunków początkowych o niskiej entropii , co byłoby wysoce nieprawdopodobne. Według nich, teoria inflacji nie rozwiązuje tego problemu, tylko go pogarsza – ponowne ogrzanie pod koniec ery inflacji zwiększa entropię, przez co stan początkowy Wszechświata musi być jeszcze bardziej uporządkowany niż w innych teoriach Wielkiego Wybuchu. brak fazy inflacji.

Hawking i Page odkryli później niejednoznaczne wyniki, gdy próbowali obliczyć prawdopodobieństwo inflacji w stanie początkowym Hartle-Hawking. Inni autorzy argumentowali, że skoro inflacja jest wieczna, prawdopodobieństwo nie ma znaczenia, o ile nie jest dokładnie zerowe: gdy się rozpocznie, inflacja utrwala się i szybko dominuje we Wszechświecie. Albrecht i Lorenzo Sorbo twierdzili jednak, że prawdopodobieństwo inflacyjnego kosmosu, zgodnego z dzisiejszymi obserwacjami, wyłonionego przez losowe fluktuacje z jakiegoś wcześniej istniejącego stanu jest znacznie wyższe niż w kosmosie nieinflacyjnym. Dzieje się tak, ponieważ „ziarno” energii niegrawitacyjnej potrzebnej do inflacyjnego kosmosu jest o wiele mniejsze niż w przypadku nieinflacyjnej alternatywy, co przewyższa wszelkie względy entropii.

Innym problemem, o którym od czasu do czasu wspominano, jest problem trans-Plancka lub efekty trans-Plancka. Ponieważ skala energetyczna inflacji i skala Plancka są stosunkowo zbliżone, niektóre fluktuacje kwantowe, które tworzą strukturę we wszechświecie, były mniejsze niż długość Plancka przed inflacją. Dlatego powinny być poprawki z fizyki w skali Plancka, w szczególności z nieznanej kwantowej teorii grawitacji. Pozostaje pewna różnica zdań co do wielkości tego efektu: czy jest on dopiero na progu wykrywalności, czy też jest całkowicie niewykrywalny.

Inflacja hybrydowa

Inny rodzaj inflacji, zwany inflacją hybrydową , jest rozszerzeniem nowej inflacji. Wprowadza dodatkowe pola skalarne, tak że podczas gdy jedno z pól skalarnych jest odpowiedzialne za normalną powolną inflację, drugie powoduje koniec inflacji: gdy inflacja trwa wystarczająco długo, korzystne staje się, aby drugie pole rozpadło się na znacznie niższe stan energetyczny.

W przypadku inflacji hybrydowej jedno pole skalarne odpowiada za większość gęstości energii (określając w ten sposób tempo ekspansji), drugie zaś odpowiada za powolną rolkę (określając w ten sposób okres inflacji i jej zakończenie). Zatem wahania pierwszej inflacji nie wpłyną na wygaśnięcie inflacji, podczas gdy wahania drugiej nie wpłyną na tempo ekspansji. Dlatego inflacja hybrydowa nie jest wieczna. Gdy drugi (wolno toczący się) inflaton osiągnie dno swojego potencjału, zmienia położenie minimum potencjału pierwszego inflatonu, co prowadzi do szybkiego opadania inflatonu w dół jego potencjału, co prowadzi do wygaśnięcia inflacji.

Związek z ciemną energią

Ciemna energia jest zasadniczo podobna do inflacji i uważa się, że powoduje przyspieszenie ekspansji współczesnego wszechświata. Jednak skala energetyczna ciemnej energii jest znacznie niższa, 10-12  GeV, około 27 rzędów wielkości mniej niż skala inflacji.

Inflacja i kosmologia strun

Odkrycie zagęszczenia strumienia otworzyło drogę do pogodzenia inflacji i teorii strun. Inflacja bran sugeruje, że inflacja powstaje w wyniku ruchu D-bran w zagęszczonej geometrii, zwykle w kierunku stosu anty-D-bran. Ta teoria, rządzona przez działanie Diraca-Borna-Infelda , różni się od zwykłej inflacji. Dynamika nie jest do końca zrozumiała. Wydaje się, że konieczne są specjalne warunki, ponieważ inflacja występuje w tunelach między dwiema próżniami w krajobrazie strun . Proces tunelowania między dwiema próżniami jest formą starej inflacji, ale nowa inflacja musi następnie nastąpić przez jakiś inny mechanizm.

Inflacja i pętla grawitacji kwantowej

Badając wpływ teorii pętli kwantowej grawitacji na kosmologię, opracowano model kosmologii pętli kwantowej, który zapewnia możliwy mechanizm kosmologicznej inflacji. Pętla kwantowa grawitacji zakłada skwantowaną czasoprzestrzeń. Jeśli gęstość energii jest większa niż może być utrzymywana przez skwantowaną czasoprzestrzeń, uważa się, że się odbije.

Alternatywy i dodatki

Opracowano inne modele, które mają wyjaśniać niektóre lub wszystkie obserwacje związane z inflacją.

Duże odbicie

Hipoteza wielkiego odbicia próbuje zastąpić kosmiczną osobliwość kosmicznym skurczem i odbiciem, wyjaśniając w ten sposób warunki początkowe, które doprowadziły do ​​wielkiego wybuchu. Problemy płaskości i horyzontu są naturalnie rozwiązywane w teorii grawitacji Einsteina-Cartana- Sciamy-Kibble'a, bez potrzeby stosowania egzotycznej formy materii lub dowolnych parametrów. Teoria ta rozszerza ogólną teorię względności poprzez usunięcie ograniczenia symetrii połączenia afinicznego i uznanie jego antysymetrycznej części, tensora torsyjnego , za zmienną dynamiczną. Minimalne sprzężenie między torsją a spinorami Diraca generuje interakcję spin-spin, która jest istotna w materii fermionowej przy ekstremalnie wysokich gęstościach. Taka interakcja odwraca niefizyczną osobliwość Wielkiego Wybuchu, zastępując ją odskokiem przypominającym wierzchołek o skończonym minimalnym współczynniku skali, przed którym wszechświat się kurczył. Gwałtowna ekspansja zaraz po Wielkim Odbiciu wyjaśnia, dlaczego obecny Wszechświat w największych skalach wydaje się przestrzennie płaski, jednorodny i izotropowy. W miarę jak gęstość Wszechświata maleje, efekty torsyjne słabną i Wszechświat płynnie wchodzi w erę zdominowaną przez promieniowanie.

Modele ekpirotyczne i cykliczne

Modele ekpirotyczne i cykliczne są również uważane za dodatki do inflacji. Modele te rozwiązują problem horyzontu poprzez rozszerzającą się epokę na długo przed Wielkim Wybuchem, a następnie generują wymagane spektrum pierwotnych perturbacji gęstości podczas fazy kurczenia się prowadzącej do Wielkiego Zgrzytu . Wszechświat przechodzi przez Wielki Zgrzyt i wyłania się w gorącej fazie Wielkiego Wybuchu . W tym sensie są one przypominają Richard Chace Tolman „s oscylacyjnej wszechświata ; jednak w modelu Tolmana całkowity wiek Wszechświata jest z konieczności skończony, podczas gdy w tych modelach niekoniecznie. To, czy uda się wytworzyć prawidłowe widmo fluktuacji gęstości i czy Wszechświat może z powodzeniem poruszać się po przejściu Wielki Wybuch/Wielki Zgrzyt, pozostaje przedmiotem kontrowersji i aktualnych badań. Modele ekpirotyczne unikają problemu monopolu magnetycznego, o ile temperatura na przejściu Wielkiego Zgrzytu do Wielkiego Wybuchu pozostaje poniżej Wielkiej Ujednoliconej Skali, ponieważ jest to temperatura wymagana do wytworzenia monopoli magnetycznych. W obecnym stanie rzeczy nie ma dowodów na jakiekolwiek „spowolnienie” ekspansji, ale nie jest to zaskakujące, ponieważ oczekuje się, że każdy cykl będzie trwał około biliona lat.

Kosmologia gazu strunowego

Teoria strun wymaga, aby oprócz trzech obserwowalnych wymiarów przestrzennych istniały dodatkowe wymiary, które są zwinięte lub zagęszczone (patrz także teoria Kaluzy-Kleina ). Dodatkowe wymiary pojawiają się jako częsty składnik modeli supergrawitacji i innych podejść do grawitacji kwantowej . To wywołało przypadkowe pytanie, dlaczego cztery wymiary czasoprzestrzeni stały się duże, a reszta stała się niezauważalnie mała. Próbę rozwiązania tego problemu, zwaną kosmologią gazu strunowego , zaproponowali Robert Brandenberger i Cumrun Vafa . Model ten skupia się na dynamice wczesnego Wszechświata uważanego za gorący gaz strun. Brandenberger i Vafa pokazują, że wymiar czasoprzestrzeni może się rozszerzać tylko wtedy, gdy owijające się wokół niego struny mogą skutecznie anihilować się nawzajem. Każda struna jest obiektem jednowymiarowym, a największa liczba wymiarów, w których dwie struny będą się przecinać (i przypuszczalnie anihilować), wynosi trzy. Dlatego najbardziej prawdopodobna liczba niezwartych (dużych) wymiarów przestrzennych to trzy. Obecne prace nad tym modelem koncentrują się na tym, czy uda mu się ustabilizować rozmiar zagęszczonych wymiarów i wytworzyć prawidłowe spektrum zaburzeń gęstości pierwotnej. Oryginalny model nie „rozwiązywał problemów entropii i płaskości standardowej kosmologii”, chociaż Brandenburger i współautorzy twierdzili później, że problemy te można wyeliminować, wdrażając kosmologię z gazem strunowym w kontekście scenariusza odbijającego się wszechświata.

Różne c

Zaproponowano modele kosmologiczne wykorzystujące zmienną prędkość światła , aby rozwiązać problem horyzontu i zapewnić alternatywę dla kosmicznej inflacji. W modelach VSL podstawowa stała c , oznaczająca prędkość światła w próżni, jest większa we wczesnym Wszechświecie niż jej obecna wartość, skutecznie zwiększając horyzont cząstek w momencie rozprzęgania wystarczająco, aby uwzględnić obserwowaną izotropię CMB.

Krytyka

Od czasu wprowadzenia go przez Alana Gutha w 1980 roku, paradygmat inflacyjny stał się powszechnie akceptowany. Niemniej jednak wielu fizyków, matematyków i filozofów nauki wypowiadało się krytycznie, twierdząc, że przewidywania są niesprawdzalne i brak poważnego wsparcia empirycznego. W 1999 roku John Earman i Jesús Mosterín opublikowali dogłębny krytyczny przegląd kosmologii inflacyjnej, konkludując: „nie sądzimy, aby jak dotąd istniały dobre podstawy do dopuszczenia któregokolwiek z modeli inflacji do standardowego jądra kosmologii”.

Aby działać, jak zauważył Roger Penrose od 1986 r., inflacja wymaga bardzo specyficznych warunków początkowych, tak aby problem (lub pseudo-problem) warunków początkowych nie został rozwiązany: „Jest coś fundamentalnie błędnie wyobrażonego próbując wyjaśnić jednorodność wczesnego wszechświata jako wynik procesu termalizacji. [...] Bo jeśli termalizacja faktycznie robi cokolwiek [...], to oznacza to wyraźny wzrost entropii. Zatem wszechświat byłby były jeszcze bardziej wyjątkowe przed termalizacją niż po." Problem specyficznych lub „dostrojonych” warunków początkowych nie zostałby rozwiązany; byłoby gorzej. Na konferencji w 2015 roku Penrose powiedział, że „inflacja nie jest falsyfikowalna, jest sfałszowana. […] BICEP wyświadczył wspaniałą przysługę, wyciągając wszystkich inflatorów z ich skorupy i podbijając im oko”.

Powtarzającą się krytyką inflacji jest to, że przywołane pole inflatonowe nie odpowiada żadnemu znanemu polu fizycznemu, a jego krzywa energii potencjalnej wydaje się być doraźnym wymysłem, aby pomieścić prawie wszystkie możliwe do uzyskania dane. Paul Steinhardt , jeden z ojców założycieli kosmologii inflacyjnej, stał się ostatnio jednym z jej najostrzejszych krytyków. Nazywa on „złą inflację” okresem przyspieszonej ekspansji, której wynik jest sprzeczny z obserwacjami, a „dobrą inflacją” zgodną z nimi: „Nie tylko zła inflacja jest bardziej prawdopodobna niż dobra inflacja, ale żadna inflacja nie jest bardziej prawdopodobna niż [.. .] Roger Penrose rozważył wszystkie możliwe konfiguracje inflatonu i pól grawitacyjnych.Niektóre z tych konfiguracji prowadzą do inflacji [...] Inne konfiguracje prowadzą bezpośrednio do jednolitego, płaskiego Wszechświata – bez inflacji. Uzyskanie płaskiego Wszechświata jest ogólnie mało prawdopodobne. Szokującym wnioskiem Penrose'a było jednak to, że uzyskanie płaskiego wszechświata bez inflacji jest znacznie bardziej prawdopodobne niż z inflacją – czynnik 10 do potęgi googola (10 do 100)!” Wraz z Anną Ijjas i Abrahamem Loebem pisał artykuły, w których twierdził, że paradygmat inflacyjny ma kłopoty ze względu na dane z satelity Planck . Kontrargumenty przedstawili Alan Guth , David Kaiser i Yasunori Nomura oraz Andrei Linde , mówiąc, że „kosmiczna inflacja ma mocniejsze podstawy niż kiedykolwiek wcześniej”.

Zobacz też

Uwagi

Bibliografia

Zewnętrzne linki