Что такое инфляция космоса

Космическая инфляция

Космическая инфляция

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10 28 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Предложена в 1981 Аланом Гутом и Андреем Линде.

Содержание

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 р — давление, — плотность энергии.

Масштабный фактор R(t) изменялся на указанном интервале времени по закону , а затем, до настоящего времени, по закону , соответствующему уравнению состояния:

, где ρ — 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 l₀ 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

10 90 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

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 также приходится постулировать.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной

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 10 42 сек −1 > H > 10 36 сек −1 , то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей, соответствующих уравнению состояния , то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора R(t), плотность энергии остаётся постоянной.

В ходе дальнейшего расширения энергия поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц: 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.

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. Неизвестный в настоящее время (2005 г.) фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.

Литература

• К.А.Постнов. Лекции по общей астрофизике для физиков.
• Семёнов В.П.Инфляция: метрика причин и следствий. — 1-е изд, (Книга об инфляции в экономике, но есть пара страниц, где вскользь, на популярном уровне, упоминается об инфляции Вселенной для придания книге более «наукообразного» вида.). — М.: Российская экономическая академия им.Г.В.Плеханова, 2005. — 383 с. — ISBN 5-94506-120-4

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое «Космическая инфляция» в других словарях:

Инфляция — (Inflation) Инфляция это обесценивание денежной единицы, уменьшение ее покупательной способности Общая информация об инфляции, виды инфляции, в чем состоит экономическая сущность, причины и последствия инфляции, показатели и индекс инфляции, как… … Энциклопедия инвестора

Хаотическая теория инфляции — Космология Изучаемые объекты и процессы … Википедия

Инфляционная модель Вселенной — Космология Изучаемые объекты и процессы … Википедия

Возникновение и эволюция галактик — Космология Изучаемые объекты и процессы … Википедия

Возникновение галактик — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирование гала … Википедия

Происхождение галактик — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирование гала … Википедия

Тёмная энергия — В этом разделе не хватает ссылок на источники информации. Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена. Вы можете … Википедия

Космологический принцип — Космология Изучаемые объекты и процессы … Википедия

Квинтессенция (космология) — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формировани … Википедия

Квинтэссенция (космология) — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формировани … Википедия

Источник

Инфляция космических масштабов

Как появилась и к чему пришла космологическая инфляционная модель

Один из ведущих мировых космологов, Андрей Линде, недавно опубликовал обзор, в котором кратко описывает возникновение и развитие теории инфляционной вселенной, дающей новое объяснение Большому взрыву и предсказывающейт существование наряду с нашей множества других вселенных.

Космология в некотором роде сродни философии. Во-первых, по обширности своего предмета исследования — им является вся Вселенная в целом. Во-вторых, по тому, что некоторые посылки в ней принимаются учеными в качестве допустимых без возможности провести какой-либо проверочный эксперимент. В-третьих, предсказательная сила многих космологических теорий заработает только если мы сможем попасть в другие вселенные — чего ожидать не приходится.

Однако из этого всего вовсе не следует, что современная космология — это такая рукомахательная и не совсем научная область, где можно, подобно древним грекам, лежать в тени дерев и гипотетизировать о количестве измерений пространства-времени — десять их или одиннадцать? Космологические модели базируются на наблюдательных данных астрономии, и чем больше этих данных, тем больше материала для космологических моделей — которые должны эти данные связывать и согласовывать между собой. Сложность в том, что в космологии затрагиваются фундаментальные вопросы требующие некоторых изначальных предположений, которые выбираются авторами моделей исходя из их личных представлений о гармонии мироздания. В этом, вообще-то, нет ничего исключительного: при построении всякой теории нужно брать какие-то опорные точки. Просто для космологии, которая оперирует самыми большими масштабами пространства и времени, их выбрать особенно трудно.

Для начала несколько важных определений.

Космология — наука, изучающая свойства нашей Вселенной как единого целого. Однако в ней пока нет какой-то единой теории, которая бы описывала все происходящее и когда-либо произошедшее. Сейчас существуют четыре основных космологических модели, которые пытаются описать происхождение и эволюцию вселенной и каждая из них имеет свои плюсы и минусы, своих адептов и противников. Модель Лямбда-CDM считается наиболее авторитетной, хотя и не бесспорной. Важно понимать, что космологические модели не обязательно соперничают друг с другом. Просто они могут описывать принципиально разные этапы эволюции. Например, Лябмда-CDM вообще не рассматривает вопрос Большого взрыва, хотя прекрасно объясняет все, что произошло после него.

Антропный принцип — это подход, который позволяет решить проблему «тонкой» настройки фундаментальных физических констант в нашей вселенной наличием в ней наблюдателя. Дело в том, что любое, казалось бы, незначительное изменение физических законов делает невозможным появление мира, каким мы его видим. Увеличение массы протона на 0,2 процента, например, приведет к его нестабильности и во вселенной не будет элементов сложнее нейтрона. Если же увеличить массу нейтрона на те же 0,2 процента, то он становится нестабильным в составе ядер и будет превращаться в протон. В этом случае ядра, состоящие только из протонов, будут распадаться из-за электрического отталкивания — мы снова получаем скучный и однообразный мир, где нет элементов тяжелее водорода. Примерно такая же «точная настройка» есть и у четырех фундаментальных взаимодействий (сильного, слабого, электромагнитного и гравитационного). То есть создается впечатление, что все параметры подобраны таким образом, чтобы мы как наблюдатели могли существовать.

Антропный принцип существует в двух формах: сильной и слабой. Слабый антропный принцип заключается в том, что значения всех физических и космологических величин не равновероятны, но должны быть совместимы с существованием наблюдателя. Именно в этом значении антропный принцип употребляют в космологии (да и в биологиитоже). Сильный антропный принцип налагает на вселенную условие долженствования (вселенная должна быть такой, чтобы появился наблюдатель) и, таким образом, уже выходит за пределы науки. Различие довольно тонкое, так что неудивительно, что космологи довольно долго избегали в антропной аргументации.

Квантовая гравитация — еще не законченная физическая модель, которая должна одновременно описывать поведение частиц на квантовом (микро) уровне и в обычных (макро) условиях, где основную роль играет гравитация. Одним из подходов, чтобы «поженить» гравитацию и квантовую механику является теория струн.

А теперь к статье.

Зачем вообще понадобилась новая, инфляционная модель Вселенной? Результаты космологических исследований и анализа уже существующих моделей, а также компьютерное моделирование образования скоплений и галактик отлично совпадало с результатами астрономических наблюдений. Казалось бы, в чем же проблема?

Дело в том, что существующие модели описывают только последствия Большого взрыва, не задаваясь вопросом о его возникновении. А это вопрос не праздный хотя бы потому, что энергия Большого взрыва, оказывается, весьма необычна (а сейчас она посчитана с огромной точностью). Если бы взрыв был чуть сильнее или чуть слабее, то вселенная должна была либо коллапсировать, очень быстро снова сжимаясь в огненный шар, либо разлететься столь стремительно, что звезды и галактики не могли бы иметь шансов на образование. Цитируя отличную книгу Александра Виленкина «Мир многих миров»: «Космология Большого взрыва просто постулирует, что огненный шар обладал требуемыми свойствами».

До конца 1970-х годов почти никто из ученых не брался за объяснение причин образования Большого взрыва и таких необычных его свойств. Первый серьезный интерес к этой области связан с именем американского астрофизика Алана Гута, который предпринял попытку решить эту задачу, введя отталкивающее тяготение (не путать с антигравитацией) приводящее к раздуванию пространства. Оно объясняло резкое увеличение размеров вселенной в первые моменты ее существования. Этот процесс был назван инфляцией.

Суть Модели инфляционной космологии (в упрощенном и лаконичном варианте тут) в том, что изначально вселенная не была бесконечно малой. Это очень важно, потому что убирает сингулярность, где не работают законы физики. Кроме того, она постулирует существование несколько типов вакуума. Тот, который заполняет космос (его называют истинным вакуумом) — самый низкоэнергетичный. Кроме него существуют как минимум электрослабый вакуум и вакуум Великого объединения. В рамках модели Гута считается, что это их энергия привела к началу инфляции и к появлению вселенной (фактически считается, что вместо Большого взрыва был период инфляции). Наконец, последним важным пунктом модели является введение в расчеты некоего скалярного поля, инфлатона, который и является источником энергии вакуума (пример скалярного поля — это значение температуры в каждой точке комнаты).

Любая новая физическая модель сначала рассматривает самую простую версию какого-нибудь явления. Не учитываются частные случаи, взаимодействия высоких порядков, исключения — если их сразу принять во внимание, недоработанная теория может не выдержать большого количества противоречий и рассыпаться. Дальше, если теория прошла первоначальную проверку, она обрастает «мясом», ее физические модели усложняются, она становится более гибкой и устойчивой к объяснению различных наблюдений. Поэтому в предложенной Гутом модели важная и существенная идея первоначально не могла похвастать проработанным физическим аппаратом и на многие вопросы (которые Гуту задали прямо на его первом выступлении с этой моделью в Стенфорде зимой 1980-го года) еще не было ответов.

Инфляционная модель не стала ни популярной, ни известной сразу после публикации, однако ряд физиков, среди которых были Алексей Старобинский, Андрей Линде и Вячеслав Муханов, поверили в нее и продолжили творчески развивать изначальные идеи Гута.

По мере развития инфляционной модели ее положения привели к отрицанию одного из основных принципов, незыблемых со времен Ньютона — принципа однородности и изотропности Вселенной. Все остальные модели принимают, что точка, с которой мы смотрим по сторонам, ничем не лучше и не хуже любой другой, а также то, что на больших масштабах вселенная заполнена веществом равномерно (что уже противоречит современным данным). Основная идея инфляционной космологии состоит в том, что наша часть вселенной более-менее однородна потому, что изначальные неоднородности — квантовые флуктуации — сильно растянулись и увеличились со временем и явные «дефекты», такие как монополи или границы вселенной, находятся от нас за горизонтом событий и мы не имеем возможности узнать про них. При этом менее значимые неоднородности со временем привели к образованию галактик.

Работы Линде, начатые через два года после первого доклада Гута, привели к появлению следующего утверждения: возможно существование других частей вселенной, каждая из которых инфляции стала локально однородной и настолько большой, что ее обитатели (гипотетические) также не увидят другие части общей вселенной. В такой вселенной (которой придумали название Мультивселенная или multiverse) каждая обособленная область может иметь совершенно особые свойства, физические законы и даже размерность пространства. Более продвинутая версия инфляционной модели, разработанная к 1987 году, описывает наш мир как вечно расширяющийся самовоспроизводящийся фрактал, который состоит из множества отдельных частей (в статье Линде называет их мини-вселенными). Таким образом, это не вселенная создана для нас, а это мы появились в той ее части, что пригодна для (нашей) жизни.

В обзоре Андрей Линде иронично отмечает «первые десять лет моего путешествия сквозь мультивселенную были крайне интересными, но уж слишком одинокими». Очень мало людей интересовались этой теорией и почти все статьи ему приходилось писать без соавторов. По словам Линде, ситуация изменилась в 1990-х благодаря нескольким факторам.

Во-первых, после запуска ресурса arxiv.org ученые смогли выкладывать препринты своих статей в открытый доступ, даже если журналы не были готовы их печатать. Это ускорило распространение информации среди астрофизиков и позволило им знакомиться даже со спорными идеями, которые отказывались публиковать журналы вроде Astrophysical Journal.

Во-вторых, работы Артура Межлумяна, Хуана Гарсия-Беллидо, Дмитрия Линде и вернувшегося к идее инфляционной модели Александра Виленкина помогли разрешить часть противоречий, существующих в модели вечно-расширяющейся инфляционной вселенной.

Поворотным моментом в истории инфляционной модели стало открытие темной энергии в 1998 году группами Адама Риса, Сола Перлмуттера и Брайана Шмидта. Оно заставило многих ученых изменить свое отношение к проблеме космологической константы. Эта константа была введена Эйнштейном в Общей Теории Относительности еще в 1915 году из математических соображений и долгое время никакого физического смысла не несла. Более того, около полувека ученые предпринимали попытки доказать, что она равна нулю, и, хотя строго математически и должна стоять в уравнении, но вообще ни на что не влияет. Результаты Риса, Перлмуттера и Шмидта показали, что эта постоянная не просто не ноль, но она еще и совпадает по значению с плотностью обычной материи. Здесь невозможно не вспомнить прекрасную цитату из повести Стругацких «За миллиард лет до конца света»: «А интегральчик-то не ноль! То есть он до такой степени не ноль, мой интегральчик, что величина вовсе существенно положительная…»

Структура мультивселенной с пузырями мини-вселенных внутри нее.

Рисунок: Andrei Linde

Единственным известным способом объяснить такое невероятное совпадение, не привлекая какие-то ненаучные гипотезы, можно только с помощью антропного принципа и инфляционной модели — то есть из множества существующих вселенных жизнь зародилась в той, где космологическая постоянная в данный момент времени оказалась равна плотности материи (это в свою очередь определяет время, прошедшее с начала инфляции, и дает как раз достаточно времени для формирования галактик, образования тяжелых элементов и развития жизни).

Еще одним поворотным моментом в развитии инфляционной модели был выход в 2000 году статьи Буссо и Полчински, в которой они предложили использовать теорию струн для объяснения большого набора разных типов вакуума, в каждом из которых космологическая постоянная могла принимать свои значения. А когда в работу над объединением теории струн и инфляционной модели включился один из создателей самой теории струн, Леонард Сасскинд, это не только помогло составить более законченную картину, которую сейчас называют «антропным ландшафтом теории струн», но и в некотором роде добавило вес всей модели в научном мире. Число статей по инфляции увеличилось за год с четырех до тридцати двух.

Инфляционная модель претендует на то, чтобы не просто объяснить тонкую настройку фундаментальных констант, но и помочь обнаружить некоторые фундаментальные параметры, которые определяют величину этих констант. Дело в том, что в Стандартной модели сегодня 26 параметров (космологическая постоянная стала последним из открытых), которые определяют величину всех констант, с которыми вы когда-либо сталкивались в курсе физики. Это достаточно много и уже Эйнштейн считал, что их количество можно уменьшить. Он предложил теорему, которая, по его словам, не может в настоящее время быть более чем верой, о том, что в мире нет произвольных констант: он так мудро устроен, что должны быть какие-то логические связи между казалось бы совсем разными величинами. В инфляционной модели эти константы могут быть всего лишь параметром окружающей среды, который кажется нам локально неизменным из-за эффекта инфляции, хотя будет совершенно иным в другой части вселенной и определяется еще не выявленными, но наверняка существующими истинно фундаментальными параметрами.

В заключении статьи Линде пишет, что критика инфляционной модели часто основана на том, что мы не сможем в обозримом будущем проникнуть в другие вселенные. Поэтому проверить теорию невозможно и у нас до сих пор нет ответов на самые базовые вопросы: Почему вселенная такая большая? Почему она однородна? Почему она изотропна и не вращается как наша галактика? Однако, если взглянуть на эти вопросы под другим углом, то оказывается, что и без путешествия в другие мини-вселенные у нас есть множество экспериментальных данных. Таких как размер, плоскость, изотропность, однородность, значение космологической постоянной, соотношение масс протона и нейтрона и так далее. И единственное на сегодняшний день разумное объяснение этим и многим другим экспериментальным данным дается в рамках теории мультиверсов и, следовательно, модели инфляционной космологии.

Отдельно хочется отметить список литературы, указанный в конце этой статьи. Он достаточно необычен для научной статьи, в нем множество научно-популярной литературы и открытых лекций, в которой авторы, участвовавшие в создании инфляционной модели, разъясняют свои открытия.

Библиография

«Мир многих миров», 2010. Александр Виленкин

«Антропный космологический принцип»,1986. Барроу и Типлера

«Инфляция и квантовая космология», 1990. Андрей Линде (ссылка ведет на лекцию, основанную на содержании книги).

Источник