Loading AI tools
гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва Из Википедии, свободной энциклопедии
Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.
Первый вариант теории был предложен во второй половине 1960-х годов Э. Б. Глинером[1], однако ключевой вклад в её создание внесли на рубеже 1970-х — 1980-х годов Алексей Старобинский, Алан Гут, Андрей Линде[2][3], Вячеслав Муханов и ряд других.
Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи ( сек, г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:
где — давление, — плотность энергии. Масштабный фактор изменялся на указанном интервале времени по закону , а затем, до настоящего времени, по закону , соответствующему уравнению состояния:
где — средняя плотность Вселенной.
Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.
Размер наблюдаемой области Вселенной по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии . Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:
а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:
(планковское время ( сек), то есть, в объёме содержалось ~1090 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10−4).
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.
Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — скопления галактик — галактики». Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определённая амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей Вселенной тоже приходится постулировать.
Предполагается, что в период времени с 10−42 сек до 10−36 сек Вселенная находилась в инфляционной стадии своего развития. Основной особенностью этой стадии является максимально сильное отрицательное давление вещества, приводящее к экспоненциальному увеличению кинетической энергии Вселенной и её размеров на много порядков[4]. За период инфляции линейные размеры Вселенной увеличились как минимум в 1026 раз, а её объём увеличился как минимум в 1078 раз.
Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения на экспоненциальный закон:
где — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.
Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек−1 > H > 1036 сек−1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния , то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора , плотность энергии остаётся постоянной.
Закон сохранения энергии не нарушается за счёт того, что отрицательная гравитационная энергия в фазе инфляционного расширения всегда остаётся в точности равной положительной энергии вещества Вселенной, так, что полная энергия Вселенной остаётся равной нулю[5].
В ходе дальнейшего расширения энергия поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц[6]: 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 .
По данным на 2014 год, только для гипотезы одного поля имеется 193 модели инфляции[7]. Модели космической инфляции вполне успешны для объяснения текущих экспериментальных данных, но не позволяют надежно предсказывать результаты будущих измерений[8]. У гипотезы космологической инфляции имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза, а также одного из её разработчиков и бывшего сторонника Пола Стейнхардта. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Все эти сложности носят название «проблемы начальных значений». Также пока не обнаружены реликтовые гравитационные волны, предсказываемые теорией инфляции и служащие дополнительным источником горячих и холодных пятен реликтового излучения[9][10].
Из инфляционной модели следует, что должны существовать реликтовые (первичные) гравитационные волны всех длин до громадной — равной размеру Вселенной в её нынешнем состоянии. Вопрос их существования может быть однозначно решён по особенностям поляризации реликтового излучения. Если их обнаружат, инфляционная модель будет окончательно подтверждена[11]:50.
В 2014 году были получены косвенные доказательства инфляционной модели — поляризация реликтового излучения, которая могла быть вызвана первичными гравитационными волнами[12]. Однако, более поздний анализ (опубликован 19 сентября 2014), проведённый другой группой исследователей с использованием данных обсерватории «Планк», показал, что результат можно полностью отнести на счёт галактической пыли[источник не указан 2088 дней].
По состоянию на 2019 год реликтовые гравитационные волны не обнаружены, и инфляционная модель остаётся хорошей гипотезой[11]:50.
Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Загадочный фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмной энергии. Ускоренное расширение Вселенной на современном этапе началось 6—7 млрд лет назад. В настоящее время Вселенная расширяется таким образом, что расстояния в ней увеличиваются в два раза за 10 млрд лет, и в доступном для прогноза будущем[уточнить] этот темп будет меняться мало[11]:48.
По мнению американского астрофизика Лоуренса Краусса, проверка инфляционной модели Вселенной станет возможна после измерения профиля (сигнатуры) инфляционных гравитационных волн, что позволит существенно приблизить исследования к моменту Большого Взрыва и разрешить другие насущные проблемы теоретической физики и космологии[13].
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.