Войти
В физической космологии, космической инфляции, косм инфляция или просто инфляция - это теория экспоненциального расширения пространства в ранней Вселенной. инфляционная эпоха длилась от 10 секунд после предполагаемой сингулярности Большого взрыва до некоторого времени между 10 и 10 секундами после сингулярности. После инфляции Вселенная продолжала расширяться, но более медленными темпами. Ускорение этого расширения за счет темной энергии началось после того, как Вселенной было уже более 9 миллиардов лет назад (~ 4 миллиарда лет назад).
Теория инфляции была заметна в конце 1970-х и начале 80-х, с тем вкладом том нескольких физиков-теоретиков, в том числе Алексея Старобинского в Институте теоретической физики Ландау, Алан Гут в Корнельский университет и Андрей Линде в Физическом институте им. П.Н. Лебедева. Алексей Старобинский, Алан Гут и Андрей Линде выиграли Премию Кавли 2014 года «за новаторство в теории космической инфляции». Дальнейшее развитие он получил в начале 1980-х годов. Это объясняет происхождение крупномасштабной структуры космоса. Квантовые флуктуации в микроскопической инфляционной области, увеличенные до космических размеров, становятся зародышами для роста структур во Вселенной (см. формирование и эволюция галактик и формирование структур ). Многие физики также считают, что инфляция объясняет, почему Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях (изотропная ), почему космический микроволновый фон излучение равномерно, почему Вселенная плоская и почему магнитные монополи не наблюдались.
Подробный механизм физики элементарных частиц, ответственный за инфляцию, неизвестен. Основная инфляционная парадигма принимается большинством физиков, поскольку ряд предсказаний модели инфляции подтвержден наблюдениями; однако существенное меньшинство ученых не согласны с этой позицией. Гипотетическое поле , которое считается ответственным за инфляцию, называется инфлатоном.
. В 2002 году три из первоначальных архитекторов теории были признаны за их основной вклад; физики Алан Гут из Массачусетского технологического института, Андрей Линде из Стэнфорд и Пол Стейнхардт из Принстона разделила престижную Премию Дирака «за концепцию инфляции в космологии». В 2012 году Алан Гут и Андрей Линде были удостоены Премии за прорыв в фундаментальной физике за изобретение и развитие инфляционной космологии.
Около 1930 г., Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от далеких галактик был смещен в красную область ; чем дальше, тем более сдвинуты. Это было быстро интерпретировано как означающее. Когда Земля не находится в каком-то особом положении, центральном положении во Вселенной, это будет означать, что все галактики расходятся, и чем дальше, тем быстрее они находятся. Теперь понятно, что Вселенная расширяется, унося с собой галактики и вызывая это наблюдение. Многие другие наблюдения согласны и также приводят к такому же выводу. Однако в течение многих лет было непонятно, почему и как Вселенная может расширяться и что это может означать.
Основываясь на огромном количестве экспериментальных наблюдений и теоретических работ, теперь считается, что причиной наблюдения является то, что само пространство расширяется, и что оно расширяется очень быстро в течение первой доли секунды после Большой взрыв. Такой вид расширения известен как «метрическое» расширение. В терминологии математики и физики «метрика » - это мера расстояния, которая удовлетворяет определенному списку свойств, и этот подразумевает, что ощущение во вселенной само меняется. Сегодня метрические вариации слишком малы, чтобы их можно было увидеть в меньшем, чем межгалактическом масштабе.
Современное объяснение метрического расширения пространства было предложено физиком Аланом Гутом в 1979 году, когда он исследовал проблему, почему магнитные монополи не наблюдаются сегодня. Он обнаружил, что если Вселенная содержит поле в состоянии положительной энергии ложного вакуума, то, согласно общей теории относительности, это приведет к экспоненциальному расширению пространства. Очень быстро стало понятно, что такое расширение решит многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из-за наблюдения, что, чтобы выглядеть так, как сегодня, Вселенная должна быть точно начаться с очень настроенных или «особых» начальных условий во время времени взрыва. Теория инфляции в степени решает и эти проблемы, что делает вселенную, подобную нашу, намного более вероятной в контексте теории Большого взрыва.
До сих пор не было обнаружено физического поля, ответственного за эту инфляцию. Однако такое поле будет скалярным, и первое доказанное релятивистское скалярное поле, поле Хиггса, было обнаружено только в 2012–2013 годах и все еще исследуется. Таким образом, не считается это поле, ответственное за космическую инфляцию и метрическое расширение пространства, еще не было открыто. Предлагаемое поле и его кванты (связанные с ним атомные частицы ) получили название инфлатон. Если бы этого поля не существовало, ученым пришлось предложить другое для всех наблюдений, которые убедительно свидетельствуют о том, что метрическое расширение пространства произошло и все еще происходит (намного медленнее) сегодня.
Расширяющаяся Вселенная обычно имеет космологический горизонт, который по аналогии с более знакомым горизонтом, обусловленным кривизной Поверхность Земли отмечает границу той части Вселенной, которую может видеть наблюдатель. Свет (или другое излучение), испускаемый объектми за космологическим горизонтом в ускоряется наблюдаемой вселенной, никогда не достигает наблюдателя, потому что между наблюдателем и объектом расширяется слишком быстро.
История - гравитационные волны предположительно возникли в космической инфляции, расширения со скоростью, превышающей скорость света сразу после Большого Банг (17 марта 2014 г.) наблюдаемая вселенная - это один из причин гораздо большей ненаблюдаемой вселенной; другие части Вселенной пока не могут связаться с Землей. Эти части находятся за пределами нынешнего космологического горизонта. В стандартной модели горячего Большого взрыва без инфляции космологический горизонт смещается, открывая новые области. Это не менее, чем местный наблюдатель видит такую область впервые, она не отличается от другой области пространства, ее фоновое излучение имеет почти такую же температуру. Кривизна пространства-времени развивается синхронно с остальными. Это представляет собой загадку: как эти новые области узнали, какую температуру и они должны иметь? Они не могли узнать это, полученные сигналы, потому что раньше они были подключены к нашим прошлым световым конусом.
Инфляция отвечает на этот вопрос, постулируя, что все регионы находятся из более ранней эпохи с большой энергией вакуума, или космологическая постоянная. Космологический горизонт остается на месте, вместо того, чтобы двигаться наружу, космологический горизонт остается на месте. Для любого наблюдателя расстояния до космологического горизонта постоянно. В условиях экспоненциально расширяющегося пространства два наблюдателя очень быстро разделяются; настолько, что расстояние между ними быстро выходит за пределы коммуникаций. Пространственные срезы очень быстро расширяются, охватывая огромные объемы. Вещи выходит за пределы космологического горизонта, который находится на постоянно фиксированном расстоянии, и все становится однородным.
По мере, как инфляционное поле медленно релаксирует вакууму, космологическая постоянная стремится к нулю, и пространство начинает нормально расширяться. Новые области, которые имеют почти одинаковую температуру и кривизну, потому что они имеют почти одинаковую температуру и кривизну, потому что они имеют одинаковую температуру. небольшого участка пространства..
Теория инфляции, таким образом, объясняет, почему температура и кривизна разных областей так почти одинаковы. Он также предсказывает, что общее кривизна космического среза в постоянное глобальное время равна нулю. Это предсказание подразумевает, что общая обычная материя, темная материя и остаточная энергия вакуума во Вселенной должна в сумме составлять критическую плотность, и доказательства подтверждают это.. Что еще более поразительно, инфляция позволяет физикам вычислить мельчайшие различия в температурах разных регионов на основе квантовых флуктуаций в эпоху инфляции, и многие из этих количественных предсказаний подтвердились.
В пространстве расширяется экспоненциально (или почти экспоненциально) со временем, любые пара свободно плавающих объектов, которые изначально находятся в состоянии покоя, будут перемещаться друг от друга с ускоряющейся скоростью, по крайней мере, до тех пор, пока они не связаны между собой какой-либо силой. С точки зрения одного объекта, пространство-время представляет собой нечто вроде вывернутой наизнанку черной дыры Шварцшильда - каждый объект окружен сферическим горизонтом событий. Как только другой объект упал за этот горизонт, он больше не сможет вернуться, и даже световые сигналы, которые он дает, никогда не достигнут первого объекта (по крайней мере, пока пространство продолжает расширяться по экспоненте).
В приближении, что расширение является точно экспоненциальным, горизонт статичен и остается на фиксированном физическом от него. Этот фрагмент надувающейся вселенной можно описать следующей метрикой :
Это экспоненциально расширяющееся пространство-время называется пространством де Ситтера, и для его поддержания должна быть космологическая постоянная, плотность энергии вакуума, которая постоянна в пространственном пространстве и времени и демонстрирует Λ в вышеуказанной метрике. В случае точно экспоненциального расширения энергия вакуума отрицательное давление p, равное по величине его плотности энергии ρ; уравнение состояния равно p = −ρ.
Инфляция, как правило, не является точно экспоненциальной, а скорее квази- или почти экспоненциальной. В такой Вселенной горизонт будет медленно расти со временем, так как плотность энергии постепенно уменьшается.
Быстрое расширение пространства растягивает любые начальные изменения плотности или температуры до очень больших масштабов длины, что оно особенностью надувания является то, что оно сглаживает неоднородности и вызывают анизотропию и уменьшают кривизну пространства. Это переводит Вселенную в очень простое состояние, в котором она полностью доминирует поле инфлатон, и единственными существенными неоднородными являются крошечные квантовые флуктуации. Инфляция также разбавляет экзотические тяжелые частицы, такие как магнитные монополи, предсказанные множественными расширениями Стандартной модели из физики элементарных частиц. В наблюдаемой Вселенной они были вероятны в природе, поскольку они были достаточно редкими, что вполне вероятно, что их нет в природе. Вместе эти эффекты называются инфляционной «теоремой об отсутствии волос» по аналогии с теоремой об отсутствии волос для черных дыр.
Теорема об отсутствии волос работает по существу, потому что космологический горизонт ничем не отличается от горизонта черные дыры, за исключением философских разногласий по поводу того, что находится по ту сторону. Интерпретация теоремы об отсутствии волос включает в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) во время инфляции расширяется во много раз. В расширяющейся Вселенной плотности энергии обычно падают или растворяются по мере увеличения объема Вселенной. Например, плотность обычного «холодного» вещества (пыли) уменьшается обратно пропорционально объему: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии в восемь раз; длина волны каждого фотона растягивается (красное смещение ) в дополнение к фотонам, рассеиваемым расширением. При линейных размерах плотность энергии излучения падает в шестнадцать раз (см. решение непрерывности плотности энергии для ультрарелятивистской жидкости ). Во время инфляции плотность энергии в поле инфлатона постоянна. Однако плотность энергии во всем остальном, включая неоднородности, кривизну, анизотропию, нестандартные частицы и частицы, стандартные модели, падает, и при достаточной инфляции все становится незначительным. В результате Вселенная остается плоской и симметричной (за исключением однородного поля инфлатона) в основном пустой в момент окончания инфляции и начала повторного сообщения.
Ключевым требованием является то, что инфляция должна продолжаться достаточно долго, чтобы создать нынешнюю Вселенную из единственного небольшого инфляционного объема Хаббла. Это необходимо для того, чтобы Вселенная выглядела плоской, однородной и изотропной на самых больших наблюдаемых масштабах. Обычно это требование выполнено, если Вселенная расширилась как минимум в 10 раз во время инфляции.
Инфляция - это период переохлажденного расширения, когда температура падает в несколько раз. около 100000. (Точное падение от модели, но в первых моделях оно обычно составляет от 10 K до 10 K.) Эта относительно низкая температура во время фазы надувания. Когда инфляция заканчивается, температура возвращается к температуре инфляции; это называется повторным нагревом или термализацией, потому что большая потенциальная энергия поля инфлатона распределяется на частицы и заполняет Вселенную частицами Стандартной модели, включая электромагнитное излучение, начиная с доминирующего излучения фаза Вселенной. Природа инфляции неизвестна, этот процесс все еще плохо изучен, хотя считается, что он происходит через параметрический резонанс.
Инфляция решает несколько проблем в космологии взрыва, которые были открыты в 1970-х годах. Инфляция была впервые предложена Аланом Гутом в 1979 году при исследовании проблемы, почему сегодня не наблюдается магнитных монополей ; он обнаружил, что ложный вакуум с положительной энергией, согласно общей теории относительности, вызов экспоненциального расширения пространства. Очень быстро стало понятно, что такое расширение решит многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из-за наблюдения, что, чтобы выглядеть так, как сегодня. Инфляция пытается решить эти проблемы, предоставляя динамический механизм, который делает вселенную в этом особенное состояние, что делает вселенную, подобную, более вероятную в контексте теории Большого взрыва.
Проблема горизонта - это проблема определения того, почему Вселенная кажется статистически однородной и изотропной в соответствии с космологическим принципом. Например, молекулы в баллоне с газом распределены гомогенно и изотропно, потому что они находятся в тепловом равновесии: у газа по баллону было достаточно времени, чтобы взаимодействовать, чтобы рассеять неоднородности и анизотропии. Ситуация совершенно иная в модели большого взрыва без инфляции, потому что гравитационное расширение не дает ранней Вселенной достаточно времени для равновесия. При большом взрыве только с материей и излучением, известными в Стандартной модели, две широко разделенные области наблюдаемой Вселенной не могли уравновеситься, потому что они перемещаются друг от друга быстрее, чем скорость света и, таким образом, никогда не входили в причинный контакт. В ранней Вселенной было невозможно послать световой сигнал между двумя регионами. Поскольку они не взаимодействуют друг с другом, трудно объяснить, почему они имеют одинаковую температуру (термически уравновешены). Исторически предложенные решения включали вселенную Феникса Жоржа Лемэтра, связанную колебательную вселенную Ричарда Чейза Толмана и вселенную Mixmaster Чарльз Миснер. Лемэтр и Толмен предположили, что Вселенная, претерпевающая ряд циклов сжатия и расширения, может прийти в тепловое равновесие. Однако их модели потерпели неудачу из-за накопления энтропии за несколько циклов. Миснер сделал (в конечном итоге неверную) гипотезу, что механизм Миксмастера, который сделал Вселенную более хаотичной, может привести к статистической однородности и изотропии.
проблема плоскостности иногда называют одним из совпадений Дикке (наряду с проблемой космологической постоянной ). В 1960-х годах стало известно, что плотность материи во Вселенной сопоставима с критической плотностью, необходимой для плоской Вселенной (то есть вселенной, крупномасштабная геометрия которой является обычной евклидова геометрия, а не неевклидова гиперболическая или сферическая геометрия ).
Следовательно, независимо от формы Вселенной вклад пространственной кривизны в расширение Вселенной не может быть намного больше, чем вклад материи. Но по мере расширения Вселенной кривизна смещается на красную сторону медленнее, чем материя и излучение. Экстраполируется в в прошлом это представляет проблему тонкой настройки, потому что вклад кривизны во Вселенную должен быть экспоненциально малым (на шестнадцать порядков меньше плотности излучения при нуклеосинтезе Большого взрыва, для Пример). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые продемонстрировали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов.
проблема магнитного монополя, которую иногда называют проблемой экзотических реликвий, говорит, что если ранняя Вселенная была очень горячей, образовалось бы большое количество очень тяжелых, стабильных магнитных монополей. Это проблема Теорий Великого Объединения, которые предполагают, что при высоких температурах (например, в ранней Вселенной) электромагнитная сила, сильная и слабые ядерные силы на самом деле не являются фундаментальными силами, но возникают из-за спонтанного нарушения симметрии из единой калибровочной теории. Эти теории предсказывают гигантские стабильные частицы, которые не наблюдаются в природе. Наиболее известен магнитный монополь, своего рода стабильный тяжелый «заряд» магнитного поля. Согласно теории Великого Объединения, они должны сохраняться до наших дней до такой степени, что они стали бы составляющей основной Вселенной. Мало того, что это не так, все их поиски потерпели неудачу, что накладывает жесткие ограничения на плотность реликтовых магнитных монополей во Вселенной. Период инфляции, который происходит при температуре ниже, при которой могут образовываться магнитные монополи, может предложить возможное решение этой проблемы: уменьшение их наблюдаемой плотности на много порядков., Как писал космолог Мартин Рис : «Скептиков в отношении экзотической физики, возможно, не слишком впечатляет теоретический аргумент, объясняющий отсутствие частиц, которые сами по себе являются лишь гипотетическими. Профилактическая медицина легко может показаться на 100 процентов эффективной против болезни, которая не существует! "
На заре общей теории относительности, Альберт Эйнштейн ввел космологическую постоянную, чтобы разрешить статическое решение, которое представляет трехмерную сферу с однородной плотностью вещества. Позже Виллем де Ситтер проявляет собой высокосимметричную инфляционную вселенную, описывающую вселенную с космологической, которая
В начале 1970-х Зельдович заметил проблемы плоскостности и горизонта космологии, что было обнаружено, что вселенная Эйнштейна нестабильна, и что небольшие колебания заставляют ее коллапсировать или превращаться во вселенную де Ситтера. В Советском Союзе это и другие соображения побудили Белинского и Халатникова проанализировать хаотическую сингулярность BKL в общей теории относительности Вселенная. Миксмас тера Мизнера пыталась использовать это хаотическое поведение для решения космологических проблем, но с ограниченным успехом.
В конце 1970-х годов Сидни Коулман применил метод инстантон, Тема Александром Поляковым и сотрудниками для изучить судьбу ложного вакуума в квантовой теории поля. Подобно метастабильной фазе в статистической механике - вода ниже температуры замерзания или выше точки кипения - квантовое поле должно зародить достаточно большой пузырь нового вакуума, новую фазу, чтобы создать переход. Коулман нашел наиболее вероятный путь распада вакуума и рассчитал обратное время жизни на единицу объема. В конце концов он отмечает, что гравитационные эффекты будут значительными, но он не рассчитал эти эффекты к космологии.
В Советском Союзе Алексей Старобинский отметили, что квантовые поправки к общей теории относительности важны для ранней Вселенной. Обычно это приводит к поправкам в квадрате кривизны к действию Эйнштейна - Гильберта и к f (R) модифицированной гравитации. Решение правил Эйнштейна при наличии в квадрате кривизны, когда кривизна велика, приводит к эффективной космологической постоянной. Поэтому он предположил, что ранняя Вселенная пережила инфляционную эру де Ситтера. Это разрешило космологические проблемы и точное предсказание поправок к микроволновому фоновому излучению, которое было детально предсказано. Старобинский применил действие
, который соответствует потенциалу
в системе отсчета Эйнштейна. Это приводит к наблюдаемому:
В 1978 году Зельдович обратил внимание на проблему монополя, которая была однозначной количественной версией проблемы горизонта, на этом раз в области физики элементарных частиц, что привело к нескольким умозрительным попыткам ее решения. В 1980 году Алан Гут понял, что распад ложного вакуума в ранней Вселенной решит проблему, что привело его к предложению инфляции, вызванной скаляром. Сценарии Старобинского и Гута предсказывали начальную фазу де Ситтера, отличаясь только механистическими деталями.
Гут инфляцию в систему 1981 года, чтобы обеспечить отсутствие магнитных монополей; именно Гут ввел термин «инфляция». В то же время Старобинский утверждал, что квантовые поправки к гравитации заменятальную сингулярность Вселенной экспоненциально расширяющейся фазой де Ситтера. В октябрь 1980 года Демосфен Казанас предположил, что экспоненциальное расширение может устранить возможно горизонтальных частиц и, возможно, решить проблему горизонта, что экспоненциальное расширение может устранить доменные стенки ( другой вид экзотических реликвия). В 1981 году Эйнхорн и Сато опубликовали модель, аналогичную модели Гута, и показали, что она решит загадку магнитного монополя изобилия в Теориях Великого Объединения. Как и Гут, они пришли к выводу, что такая модель не требует точной настройки космологической постоянной, но также, вероятно, приведет к слишком гранулированной Вселенной, то есть большим изменениям плотности в результате столкновения со стенками пузырьков.
Физический размер радиуса Хаббла (сплошная линия) как функция линейного расширения (масштабного коэффициента) Вселенной. Во время космологической инфляции радиус Хаббла постоянен. Также первая физическая длина волны режима возмущения (пунктирная линия). На графике показано, как мода растет больше горизонта во время космологической инфляции. Если бы космологическая инфляция никогда не происходила, а доминирование излучения продолжалось до гравитационной сингулярности, то мода никогда не была бы за горизонтом в очень ранней Вселенной, и никакой причинный механизм не мог бы Гут предположил, что, когда ранняя Вселенная остывала, она была захвачена в ложном вакууме с высокой плотностью энергии, что очень похоже на космологическая постоянная. Когда очень ранняя Вселенная остыла, она оказалась в ловушке в метастабильном состоянии (она была переохлаждена), из которого она могла распасться только в процессе зарождения пузырьков посредством квантового туннелирования.. Пузырьки истинного вакуума спонтанно образуются в море ложного вакуума и быстро начинают расширяться со скоростью скорости света. Гут признал, что эта модель была проблематичной, потому что модель не генерилась должным образом: когда пузырьки зарождались, они не генерировали никакого излучения. Излучение возникло только при столкновении между стенками пузыря. Периодически инфляция достаточно долго, чтобы решить проблемы начальных условий, столкновения между пузырями редкими. В любом пятне причинно-следственной связи может образоваться только один пузырь.
... Казанас (1980) назвал эту фазу ранней Вселенной «фазой де Ситтера». Название «инфляция» было дано Гутом (1981).... Сам Гут не объявлен на работу Казанаса до тех пор, пока он не опубликовал книгу на тему под названием «Инфляционная вселенная: поиски новой теории космического происхождения» (1997), где он извиняется за то, что не цитировал работы Казанаса эту и эту других, связанных с инфляцией.
Проблема столкновения пузырей была решена Линде и независимо Андреасом Альбрехтом и Пол Стейнхард в моделях, названной новой инфляцией или медленно вращающейся инфляцией (модель Гута затем стала известна как старая инфляция). В этой модели вместо туннелирования из состояния ложного вакуума инфляция происходила за счет скалярного поля , скатывающегося вниз по холму потенциальной энергии. Когда поле катится очень медленно по с расширением Вселенной, происходит инфляция. Однако, когда холм становится более крутым, надувание прекращается и может произойти повторный нагрев.
В конце концов было показано, что новая инфляция не создается идеально симметрично Вселенную, но возникают квантовые флуктуации в инфлатоне. Эти колебания образуют основные семена всей структуры, созданной в более поздней вселенной. Впервые эти колебания были рассчитаны Вячеславом Мухановым и Г.В. Чибисовым при аналитической модели Старобинского. В контексте инфляции они были разработаны независимо от работы Муханова и Чибисова на трехнедельном семинаре Наффилда 1982 года по очень ранней Вселенной в Кембриджском университете. Колебания были рассчитаны четырьмя группами, работавшими отдельно в ходе семинара: Стивен Хокинг ; Старобинский; Гут и Со-Юнг Пи; и Бардин, Стейнхардт и Тернер.
Инфляция - это механизм реализации космологического принципа, который основа стандартной модели физической космологии: она учитывает однородность и изотропность наблюдаемой Вселенной. Кроме того, это объясняет наблюдаемую плоскостность и отсутствие магнитных монополей. Самое впечатляющее из этих наблюдений космического микроволнового фона, сделанных с помощью космического корабля Planck. Этот анализ показывает, что инфляция предсказывает, что структуры, видимые сегодня во Вселенной, сформировались в результате <313, что она однородна и изотропна до одной части на 100000.
>гравитационного коллапса возмущений, которые сформировались как квантово-механические флуктуации в инфляционную эпоху. Подробная форма форма возмущений, называемая преднемасштабно-инвариантным гауссовым случайным полем, очень специфична и имеет только два фактора факторов. Один из них - это амплитуда спектра и спектральный индекс, который измеряет небольшое отклонение от масштабной инвариантности, предсказываемое инфляцией (идеальная масштабная инвариантность соответствует идеализированной вселенной де Ситтера). Другой свободный параметр - это отношение тензора к скаляру. Самые простые модели инфляции, без точной настройки, предсказывают отношение тензора к скаляру около 0,1.
Инфляция предсказывает, что наблюдаемые возмущения должны быть в тепловое равновесие друг с другом (они называются адиабатическими или изэнтропическими возмущениями). Такая структура возмущений была подтверждена с помощью космических аппаратов Planck, WMAP и других экспериментов с космическим микроволновым фоном (CMB), а также обзоров галактик, особенно продолжающихся Цифровой обзор неба Sloan. Эти эксперименты показали, что одна часть из 100 000 наблюдаемых неоднородностей имеет в точности форму, предсказываемую теорией. Есть свидетельства небольшого отклонения от масштабной инвариантности. Спектральный индекс , n s - это один для масштабно-инвариантного спектра Харрисона – Зельдовича. Простейшие модели инфляции предсказывают, что n s находится между 0,92 и 0,98. Это диапазон, который возможен без точной настройки параметров, связанных с энергией. Из данных Planck можно сделать вывод, что n s = 0,968 ± 0,006, а отношение тензора к скаляру меньше 0,11. Они считаются важным подтверждением теории инфляции.
Были предложены различные теории инфляции, которые делают совершенно разные прогнозы, но обычно они содержат гораздо больше тонкой настройки, чем должно быть необходимо. Однако как физическая модель инфляция наиболее ценна тем, что она надежно предсказывает начальные условия Вселенной на основе только двух регулируемых параметров: спектрального индекса (который может изменяться только в небольшом диапазоне) и амплитуды возмущений. За исключением надуманных моделей, это верно независимо от того, как инфляция реализуется в физике элементарных частиц.
Иногда наблюдаются эффекты, которые, по-видимому, противоречат простейшим моделям инфляции. Данные WMAP за первый год показали, что спектр может не быть почти масштабно-инвариантным, но вместо этого может иметь небольшую кривизну. Однако данные за третий год показали, что эффект был статистической аномалией. Еще один эффект, замеченный с момента появления первого спутника космического микроволнового фона, Cosmic Background Explorer, заключается в том, что амплитуда квадрупольного момента реликтового излучения неожиданно мала, а другие низкие мультиполи кажутся такими предпочтительно выровнен по плоскости эклиптики. Некоторые утверждали, что это признак негауссовости и, таким образом, противоречит простейшим моделям инфляции. Другие предположили, что эффект может быть вызван другой новой физикой, загрязнением на переднем плане или даже предвзятостью публикации.
В настоящее время проводится экспериментальная программа для дальнейшего тестирования инфляции с более точными измерениями CMB. В частности, высокоточные измерения так называемых "B-мод" поляризации фонового излучения могут обеспечить свидетельство гравитационного излучения, вызванного инфляцией, а также может показать, верен ли энергетический масштаб инфляции, предсказанные простейшими моделями (10–10 ГэВ ). В марте 2014 года команда BICEP2 объявила, что поляризация реликтового режима в B-режиме подтверждает, что инфляция была настроена. Команда показала, что отношение тензорной мощности к скалярной 
Другие подтверждающие измерения ожидаются от космического корабля Planck, хотя неясно, будет ли сигнал видимым, или если будет мешать загрязнение из источников переднего плана. Другие предстоящие измерения, такие как измерение 21 сантиметрового излучения (излучение, испускаемое и поглощенное нейтральным водородом до образования звезд ), могут измерять спектр мощности с еще большим разрешением, чем реликтовое излучение. Радиоисточников на Земле и галактике слишком сильными, хотя неизвестно, будут ли эти возможности быть ли помехи от радиоисточников.
 | Неразрешенный в физике :. Верна ли теория космологической инфляции, и если да, то каковы детали этой эпохи? Что такое гипотетическое поле инфлатона, вызывающее инфляцию? (другие нерешенные проблемы в физике) |
В раннем предложении Гута считалось, что инфлатон был полем Хиггса, поле, объясняющее массу элементарных частиц. Сейчас некоторые считают, что инфлатон не может быть полем Хиггса, хотя недавнее открытие бозона Хиггса увеличило количество работ, рассматривающих поле Хиггса как инфлатон. Одной из проблем такого определения тока с экспериментальными данными в электрослабом измерении , которое в время изучается на Большом адронном коллайдере (LHC). Другие модели инфляции основывались на свойствах Теорий Великого Объединения. Теорию, такую как теория струн или суперсимметричная теория великого объединения, считают, что инфляция будет включена в суперсимметричную теорию простейшие модели великого объединения потерпели неудач, многие физики. начальных условий для горячей ранней Вселенной, физической степени является специальным моделированием. Таким образом, хотя прогнозы инфляции с результатов наблюдательных тестов, остается много открытых вопросов.
Одна из самых серьезных проблем для инфляции из-за необходимости точной настройки. При новой инфляции должны быть выполнены условия медленного вращения, чтобы инфляция произошла. Условия медленного качения говорят о том, что частицы инфлатона имеют небольшую массу. (По сравнению с большой вакуумной энергией ). Новая инфляция требует, чтобы было возможно. Однако были предложены объяснения этих тонких настроек. Например, теорию можно изучать с помощью теории возмущений.
Линде распространенная теория, известная как хаотическая теория, использование объяснения плоскостности инфляционных потенциалов инфляция, в которой предположил, что условия инфляционных потенциалов. находятся в целом. Инфляция практически в любой вселенной, которая начинается в хаотическом, высокоэнергетическом состоянии, имеющем скалярное поле с неограниченной потенциальной энергией. В его модели поле инфлатона принимает значения больше, чем одна единица Планка : по этой причине их часто называют моделями большого поля, а конкурирующие новые модели инфляции называют моделями малого поля. В этой ситуации предсказания эффективная поля действует действующими, поскольку перенормировка должна вызвать большие поправки, которые могут предотвратить инфляцию. Эта проблема еще не решена, и некоторые космологи утверждают, что модели малого поля, в которых инфляция может происходить при гораздо меньшем энергетическом масштабе, являются лучшими моделями. Хотя инфляция во многом зависит от квантовой теории поля (и от квазиклассического приближения к квантовой теории ), она не была полностью согласована с этими теориями.
Бранденбергер прокомментировал тонкую настройку в другой ситуации. Амплитуда первичных неоднородностей, связанных с энергетическим масштабом инфляции. Предполагается, что этот масштаб составляет около 10 ГэВ или в 10 раз больше энергии Планка. Естественным масштабом является масштабом Планка, поэтому это маленькое значение можно рассматривать как еще одну формулу тонкой ): плотность энергии, определяемая скалярным потенциалом, на 10 меньше по сравнению с Планковская плотность. Однако обычно это не считается критической проблемой, как шкала естественным образом соответствует масштабу унификации калибровки.
Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно, по крайней мере, в некоторых регионах Вселенной. Это происходит потому, что области надувания очень быстро расширяются, воспроизводя себя. Более высокая скорость, чем не надувные области. В таких моделях большая часть объема Вселенной постоянно расширяется в любой момент времени.
Все модели вечной инфляции бесконечную гипотетическую мультивселенную, обычно фрактал. Теория мультивселенной вызвала серьезные разногласия в научном сообществе по поводу жизнеспособности инфляционной модели.
Пол Стейнхардт, один из первых создателей инфляционной модели, представил первый пример вечной инфляции в 1983 году. Он показал, что инфляция может продолжаться вечно, создаваемая пузыри в ненадутом пространстве, заполненном горячим веществом и радиация окружена пустым пространством, которое продолжает раздуваться. Пузыри не могли расти достаточно быстро, чтобы успевать за инфляцией. Позже в том же году Александр Виленкин показал, что вечная инфляция является общей.
Хотя новая инфляция классически скатывает возможности, квантовые флуктуации иногда могут поднять его до прежних уровней. Эти области, в которых инфлатон имеет более низкую мощность, имеют тенденцию доминировать с точки зрения физического объема. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом вечна. Есть хорошо известные теоремы о том, что это устойчивое состояние не может продолжаться вечно в прошлом. Инфляционное пространство-подобное пространству де Ситтера, неполно без сужающейся области. Однако, в отличие от пространства деформации, флуктуации в сжимающемся инфляционном пространстве схлопываются, образуя гравитационную сингулярность, точку, в которой плотности становятся бесконечными. Следовательно, необходима теория начальных условий Вселенной.
В условиях вечной инфляции регионы с инфляцией имеют экспоненциально растущий объем, в инфляции не происходит, - нет. Это говорит о том, что объем раздувающейся части Вселенной в глобальной картине всегда невообразимо больше, чем часть, которая перестала раздуваться, даже несмотря на то, что инфляция в конечном итоге заканчивается, как это видит любой отдельный прединфляционный наблюдатель. Ученые расходятся во мнениях относительно того, как присвоить вероятностное распределение гипотетического антропного ландшафта. Если вероятность различных прогнозируется по объему, следует ожидать, что инфляция никогда не закончится, или применяются граничные условия, которые существуют для ее наблюдения местным наблюдателем, инфляция закончится как можно позже.
эти парадокс можно разрешить, если взвесить наблюдателей по их прединфляционному объему. Другие считают, что парадоксу нельзя разрешить и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который стал одним из ее самых ярых критиков по этой причине.
Некоторые физики пытались избежать проблемы начальных условий, предлагая модели для вечно раздувающейся вселенной без происхождения. Эти модели предполагают, что, хотя, хотяеленная в самых больших масштабах расширяется, экспоненциально, она была, есть и всегда будет пространственно бесконечной и существовала и будет существовать вечно.
Другие предложения пытаются описать ex nihilo создание Вселенной на основе квантовой космологии и предыдущей инфляции. Виленкин выдвинул один из таких сценариев. Хартл и Хокинг предложили предложение без границ для начала создания Вселенной, в которой инфляция происходит естественным образом.
Гут описал инфляционная вселенная как «окончательный бесплатный обед»: новые вселенные, постоянно на огромном фоне раздувания. Гравитационные взаимодействия в данном случае обходят (но не нарушают) первый закон термодинамики (Сохранение энергии ) и второй закон термодинамики (энтропия и стрелка времени проблема). Однако, хотя существует консенсус, что это решает проблему начальных условий, некоторые оспаривают это, поскольку значительно более вероятно, что Вселенная возникла в результате квантовой флуктуации. Дон Пейдж был откровенным критиком инфляции из-за этой аномалии. Он согласен, что термодинамическая стрела времени требует низких начальных условий энтропии, что было бы крайне маловероятно. По их мнению, вместо решения теория инфляции усугубляет ее - повторный нагрев в конце эпохи инфляции увеличивает энтропию, заставляя начальное состояние Вселенной быть даже более упорядоченным, чем в других теориях Большого взрыва с фаза инфляции отсутствует.
Хокинг и Пейдж позже представили неоднозначные результаты, когда попытались вычислить вероятность инфляции в начальном состоянии Хартла-Хокинга. Другие источники утверждают, что, поскольку инфляция вечна, вероятность не имеет значения, пока она не равна нулю: как только она начинается, инфляция увековечивает себя и быстро доминирует во Вселенной. Вероятность возникновения инфляционного космоса в результате случайных колебаний из некоторого ранее существовавшего состояния намного выше, чем у неинфляционного космоса. Это связано с тем, что «начальное» количество негравитационной энергии, необходимое для инфляционного космоса, намного меньше, чем для неинфляционной альтернативы, которая перевешивает любые энтропийные соображения.
Другая проблема, которая иногда упоминается это транс-планковская проблема или транс-планковские эффекты. Планка относительно близки, некоторые из квантовых флуктуаций, которые влияют на нашу среду, были меньше планковской длины до инфляции. Следовательно, должны быть внесены поправки из физики планковского масштаба, в частности из неизвестной квантовой теории гравитации. По-прежнему существует разногласия по величине этого эффекта: находится ли он на пороге обнаруживаемости или полностью необнаружим.
Другой вид инфляции, называемый гибридной инфляцией, расширением новой инфляции. Он вводит дополнительные скалярные поля, так что, хотя одно из скалярных полей отвечает за нормальную медленную инфляцию, другое запускает конец инфляции: когда инфляция продолжается долго, становится благоприятным для второго поля распадаться на гораздо более низкую энергетическое состояние.
При гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (тем самым определяющим скорость расширения), а другое - за медленное вращение (таким образом определяя период инфляции и ее прекращение). Таким образом, колебания в первом инфлатоне не повлияют на прекращение инфляции, а колебания в последнем не повлияют на скорость расширения. Следовательно, гибридная инфляция не вечна. Когда второй (медленно катящийся) инфлатон достигает своего потенциала, он меняет положение минимума первого инфлатона, что приводит к быстрому скатыванию инфлатона вниз по его потенциалу, что приводит к прекращению инфляции.
Темная энергия в целом похожа на инфляцию и считается ускорения расширения современной Вселенной. Однако энергетический масштаб темной энергии намного ниже, чем масштаб инфляции.
Открытие компактификаций потока открыло путь для согласования инфляции и теории струн. Инфляция Бран предполагает, что инфляция возникает из-за движения D-бран в компактифицированной геометрии, обычно в направлении стопки анти-D-бран. Эта теория, основанная на действии Дирака-Борна-Инфельда, отличается от обычной инфляции. Динамика до конца не изучена. Похоже, что необходимы особые условия, так как инфляция происходит при туннелировании между двумя двумяумами в струнном ландшафте. Процесс туннелирования между двумя вакуумами - это форма старой инфляции, но новая инфляция должна происходить по какому-то другому механизму.
При исследовании влияния теории петлевой квантовой гравитации на космологию, модель петлевой квантовой космологии имеет эволюционировали, что обеспечивает возможный механизм космологической инфляции. Петлевая квантовая гравитация предполагает квантованное пространство-время. Если плотность энергии больше, чем может удерживать квантованное пространство-время, считается, что она приходит в норму.
Другие модели объясняют некоторые наблюдения, объясняемые инфляцией. Однако ни одна из этих «альтернативных» не имеет такой же широты объяснения и все еще требует инфляции для полного соответствия с наблюдениями. Поэтому их следует рассматривать как дополнение к инфляции, а не как альтернативу.
Исследование, опубликованное в 2020 году, показывает, что одной гравитации может быть достаточно для объяснения однородности Вселенной.
Гипотеза большого отскока пытается заменить космическую сингулярность космическим сжатием и отскоком, тем самым объясняя начальные условия, которые приводят к Большому взрыву. Проблемы плоскостности и горизонта естественным образом решаются теории гравитации Эйнштейна-Картана -Скиама-Киббла, без необходимости использования экзотической формы материи или свободных параметров. Эта теория расширяет общую теорию относительности, удаляя ограничение симметрии аффинной связности и рассматривая ее антисимметричную часть, тен кручения , как динамическую переменную. Минимальная связь между кручением и спинорами Дирака порождает спин-спиновое взаимодействие, которое важно в фермионной материи при высоких плотностях. Такое взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого взрыва, заменяя ее отскоком в виде каспа с конечным минимальным масштабным фактором, до которого Вселенная сжималась. Быстрое расширение сразу после Big Bounce объясняет, почему нынешняя Вселенная в самых больших масштабах кажется пространственно плоской, однородной и изотропной. По мере плотности Вселенной эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно вступает в эру доминирования излучения.
экпиротические и циклические модели также считаются дополнением к инфляции. Эти модели решают проблему горизонта в расширяющуюся эпоху задолго до Большого взрыва, а затем генерируют требуемый спектр первичных возмущений плотности во время фазы сжатия, ведущей к Большому сжатию. Вселенная проходит через Большое сжатие и выходит в горячую фазу Большого взрыва. В этом смысле они напоминают колеблющуюся вселенную Ричарда Чейза Толмена ; в модели Толмена, однако, полный возраст Вселенной обязательно конечен, а в этих моделях это не обязательно так. Можно ли создать правильный спектр флуктуаций плотности и возможности ли Вселенная успешно пройти через переход от Большого взрыва / большого сжатия, остается предметом споров и текущих исследований. Экпиротические модели избегают проблемы магнитного монополя до тех пор, пока температура при переходе от Большого сжатия / Большого взрыва остается ниже Великой унифицированной шкалы, поскольку это температура, необходимая в первую очередь для создания магнитных монополей. В настоящее время нет никаких свидетельств «замедления» расширения, но это не удивительно, поскольку ожидается, что каждый цикл будет длиться порядка триллиона лет.
Еще одно дополнение, модель переменной скорости света, была предложена Жан-Пьером Пети в 1988 году, Джоном Моффатом в 1992 году и команда из двух человек Андреаса Альбрехта и Жоао Магуэйо в 1998 году. Вместо сверхсветового расширения скорость света была на 60 порядков выше, чем его нынешняя. ценят решение проблем горизонта и однородности в ранней Вселенной.
Теория струн требует, чтобы, помимо трех наблюдаемых пространственных измерений, существовали дополнительные измерения, свернутые вверх или компактифицированные (см. Также Теория Калуцы – Клейна ). Дополнительные измерения появляются как частый компонент моделей супергравитации и других подходов к квантовой гравитации. Это вызвало случайный вопрос о том, почему четыре измерения пространства-времени стали большими, а остальные - незаметно малыми. Попытка ответить на этот вопрос, названный космологией струнного газа, была предложена Робертом Бранденбергером и Кумруном Вафа. Эта модель фокусируется на динамике ранней Вселенной, рассматриваемой как горячий газ из струн. Бранденбергер и Вафа показывают, что измерение пространство-время может расширяться только в том случае, если обвивающие его струны могут эффективно аннигилировать друг друга. Каждая строка является одномерным объектом, и наибольшее количество измерений, в которых две строки будут в общем случае пересекать (и, предположительно, аннигилировать), равно трем. Следовательно, наиболее вероятное количество некомпактных (больших) пространственных измерений - три. Текущая работа над этой моделью сосредоточена на том, сможет ли она стабилизировать размер компактифицированных измерений и произвести правильный спектр первичных возмущений плотности. Сторонники этой модели признают, что их модель «не решает проблемы энтропии и плоскостности стандартной космологии... и мы не можем дать объяснения, почему нынешняя Вселенная так близка к тому, чтобы быть пространственно плоской».
С момента своего введения Аланом Гутом в 1980 г. инфляционная парадигма получила широкое распространение. Тем не менее, многие физики, математики и философы науки высказывали критические замечания, заявляя о непроверяемых предсказаниях и отсутствии серьезной эмпирической поддержки. В 1999 году Джон Эрман и Хесус Мостерин опубликовали обстоятельный критический обзор инфляционной космологии, в котором заключили: «мы не думаем, что пока есть веские основания для включения какой-либо из моделей инфляции в стандартное ядро космологии». 256>
Для того, чтобы работать, и, как было указано Роджером Пенроузом с 1986 года, инфляция требует очень специфических начальных условий, так что проблема (или псевдопроблема) начальных условий не решена: "Есть что-то в корне неверное представление о попытках объяснить однородность ранней Вселенной как результат процесса термализации. [...] Поскольку, если термализация на самом деле что-то делает [...], то она представляет собой определенное увеличение энтропии. Таким образом, Вселенная была бы даже более особенной до термализации, чем после ». Проблема конкретных или «точно настроенных» начальных условий не была бы решена; стало бы хуже. На конференции в 2015 году Пенроуз сказал, что «инфляция не поддается фальсификации, она фальсифицирована. [...] BICEP оказал замечательную услугу, вытащив всех инфляционистов из их скорлупы и дав им синяк под глазом. "
Периодическая критика инфляции заключается в том, что вызванное поле инфлатона не соответствует никакому и звестному физическому полю, и что его кривая потенциальной энергии, кажется, является специальной изобретением для размещения практически любых доступных данных. Пол Стейнхардт, один из отцов-основателей инфляционной космологии, недавно стал одним из ее самых резких критиков. Он называет «плохую инфляцию» периодом ускоренного роста, результат которого противоречит наблюдениям, а «хорошая инфляция» - совместимым с ними: «Плохая инфляция не только более вероятна, чем хорошая, но и никакая инфляция не более вероятна, чем любая другая [...] Роджер Пенроуз рассмотрел все возможные конфигурации инфлатонного и гравитационного полей. Некоторые из этих конфигураций приводят к инфляции [...] Другие конфигурации приводят к однородной плоской Вселенной напрямую - без инфляции. Получение плоской Вселенной в целом маловероятно. Однако шокирующий вывод Пенроуза заключался в том, что получить плоскую Вселенную без инфляции гораздо более вероятно, чем с инфляцией - в 10 раз в гугол (10 к 100) степени! » Вместе с Анной Иджас и Абрахамом Лёбом он писал статьи, в которых утверждалось, что инфляционная парадигма находится под угрозой из-за данных со спутника Планк. Контраргументы представили Алан Гут, Дэвид Кайзер, Ясунори Номура и Андрей Линде, заявив, что "космическая инфляция - это на более прочной основе, чем когда-либо прежде ».
