Inflační model vesmíru

Inflační model vesmíru  ( lat.  inflatio  "bobtnání") je hypotéza o fyzikálním stavu a zákonu rozpínání vesmíru v rané fázi velkého třesku (při teplotách nad 10 28 K ), za předpokladu období zrychlená expanze ve srovnání se standardním modelem horkého vesmíru .

První verze teorie byla navržena v roce 1981 Alanem Gutem , ale sovětští astrofyzici Aleksey Starobinsky , Andrey Linde [1] [2] , Vjačeslav Mukhanov a řada dalších přispěli k jejímu vytvoření klíčově .

Nevýhody modelu horkého vesmíru

Standardní model horkého vesmíru předpokládá velmi vysoký stupeň homogenity a izotropie vesmíru. V časovém intervalu od Planckovy epochy ( s, g/cm³) do epochy rekombinace je její chování určeno stavovou rovnicí blízkou následujícímu:

kde  je tlak a  hustota energie. Faktor měřítka se za zadaný časový interval měnil podle zákona a poté až do současnosti podle zákona, který odpovídá stavové rovnici :

kde  je průměrná hustota vesmíru .

Nevýhodou tohoto modelu jsou extrémně vysoké požadavky na homogenitu a izotropii výchozího stavu, jehož odchylka vede k řadě problémů.

Problém homogenity a izotropie vesmíru ve velkém měřítku

Velikost pozorovatelné oblasti Vesmíru se řádově shoduje s Hubbleovou vzdáleností cm (kde H  je Hubbleova konstanta ), tj. díky konečnosti rychlosti světla a konečnosti stáří vesmíru, na dálku lze pozorovat pouze oblasti (a objekty a částice v nich umístěné), které jsou nyní od sebe vzdáleny . Nicméně během Planckovy éry Velkého třesku byla vzdálenost mezi těmito částicemi:

a velikost kauzálně spojené oblasti (horizont) byla určena vzdáleností:

(Planckův čas ( s), to znamená, že objem obsahoval ~ 10 90 takových Planckových oblastí, mezi nimiž chyběl kauzální vztah (interakce) . Identita počátečních podmínek v takovém počtu kauzálně nesouvisejících oblastí se zdá krajně nepravděpodobná. navíc v pozdějších dobách Problém velkého třesku identity počátečních podmínek v kauzálně nesouvisejících oblastech není odstraněn: například v éře rekombinace k nám nyní pozorované fotony kosmického mikrovlnného pozadí přicházející z blízkých směrů (různé obloukovými vteřinami) měly interagovat s oblastmi primárního plazmatu , mezi nimiž podle standardního modelu horkého Vesmíru nestihli vytvořit příčinnou souvislost po celou dobu své existence od roku Dá se tedy očekávat výrazná anizotropie kosmického mikrovlnného záření pozadí , pozorování však ukazují, že je vysoce izotropní (odchylky nepřesahují ~10 −4 ).

Problém plochého vesmíru

Podle pozorovacích údajů se průměrná hustota Vesmíru blíží tzv. kritická hustota , při které je zakřivení prostoru vesmíru rovno nule. Podle vypočtených dat by se však odchylka hustoty od kritické hustoty měla s časem zvyšovat a pro vysvětlení pozorovaného prostorového zakřivení vesmíru v rámci standardního modelu horkého vesmíru je nutné postulovat odchylka hustoty v Planckově epoše od ne více než 10 −60 .

Problém rozsáhlé struktury vesmíru

Rozložení hmoty ve velkém měřítku ve vesmíru je hierarchií „ nadkup galaxií  – kup galaxií  – galaxií “. Pro vytvoření takové struktury z primárních malých fluktuací hustoty je však nutná určitá amplituda a tvar spektra primárních poruch. Tyto parametry musí být také postulovány v rámci standardního modelu horkého vesmíru .

Inflační expanze v raných fázích evoluce vesmíru

Předpokládá se, že v období od 10 −42 sec do 10 −36 se vesmír byl v inflační fázi svého vývoje. Hlavním rysem tohoto stupně je maximálně silný podtlak hmoty, který vede k exponenciálnímu nárůstu kinetické energie Vesmíru a jeho velikosti o mnoho řádů [3] . Během období inflace se lineární rozměry vesmíru zvětšily alespoň 10 26krát a jeho objem se zvětšil alespoň 10 78krát .

Inflační model předpokládá nahrazení mocninného zákona expanze exponenciálním zákonem:

kde  je Hubbleova konstanta inflační fáze, která obecně závisí na čase.

Hodnota Hubbleovy konstanty ve fázi inflace je 10 42 sec −1 > H > 10 36 sec −1 , to znamená, že je giganticky vyšší než její moderní hodnota. Takový expanzní zákon může být zajištěn stavy fyzikálních polí (" inflatonové pole ") odpovídajících stavové rovnici , tj. podtlaku; tato fáze se nazývá inflační ( lat. inflatio  - inflace), protože navzdory zvýšení měřítka zůstává hustota energie konstantní.  

Zákon zachování energie není porušen, protože negativní gravitační energie ve fázi inflační expanze zůstává vždy přesně rovna kladné energii hmoty Vesmíru, takže celková energie Vesmíru zůstává rovna nula [4] .

V průběhu další expanze se energie pole, které způsobuje inflační fázi expanze, přeměňuje na energii běžných částic [5] : většina inflačních modelů spojuje takovou transformaci s porušením symetrie vedoucím ke vzniku baryonů . Hmota a záření získávají vysokou teplotu a vesmír přechází do režimu expanze ovládaného zářením .

Řešení problémů modelu horkého vesmíru v rámci inflačního modelu

• Vzhledem k extrémně vysokým rychlostem expanze ve fázi inflace je problém rozsáhlé uniformity a izotropie vesmíru vyřešen: celý pozorovatelný objem vesmíru je výsledkem expanze jediné kauzálně propojené oblasti před - inflační éra.
• Ve fázi inflace se poloměr prostorového zakřivení zvětší natolik, že aktuální hodnota hustoty se automaticky ukáže jako velmi blízká té kritické , to znamená, že problém plochého vesmíru je vyřešen.
• V průběhu inflační expanze by mělo docházet ke kolísání hustoty s takovou amplitudou a tvarem spektra (tzv. ploché spektrum poruch), aby v důsledku toho byl možný následný vývoj fluktuací do pozorovatelné struktury Vesmíru při zachování velkoplošná homogenita a izotropie, to znamená, že problém velkorozměrové struktury Vesmíru je vyřešen.

Kritika inflačního modelu

Kosmický inflační model je docela úspěšný, ale není nezbytný pro úvahy o kosmologii. Má odpůrce, včetně Rogera Penrose , stejně jako jednoho z jejích vývojářů a bývalého podporovatele Paula Steinhardta . Argumenty odpůrců vedou k tomu, že řešení nabízená inflačním modelem jsou pouze „zametáním odpadků pod koberec“. Tato teorie například nenabízí žádné zásadní zdůvodnění, že by poruchy hustoty v předinflační fázi měly být právě tak malé, aby po inflaci nastala pozorovatelná míra homogenity. U prostorového zakřivení je to podobné: při inflaci se velmi zmenšuje, ale nic nebránilo tomu, aby bylo před inflací tak důležité, aby se projevovalo i v současné fázi vývoje Vesmíru. Všechny tyto obtíže se nazývají „ problémy počáteční hodnoty “. Také reliktní gravitační vlny předpovídané teorií inflace a sloužící jako dodatečný zdroj horkých a studených míst reliktního záření nebyly dosud detekovány [6] .

CMB gravitační vlny a CMB polarizace

Z inflačního modelu vyplývá, že musí existovat reliktní (primární) gravitační vlny všech délek až po jednu obrovskou - rovnou velikosti Vesmíru v současném stavu. Otázku jejich existence lze jednoznačně vyřešit vlastnostmi polarizace reliktního záření. Pokud budou objeveny, inflační model bude nakonec potvrzen [7] :50 .

V roce 2014 byl získán nepřímý důkaz inflačního modelu - polarizace záření kosmického mikrovlnného pozadí, která by mohla být způsobena primárními gravitačními vlnami [8] . Pozdější analýza (zveřejněná 19. září 2014) jinou skupinou výzkumníků s využitím dat z Planckovy observatoře však ukázala, že výsledek lze plně připsat galaktickému prachu . .

Od roku 2019 nebyly detekovány žádné reliktní gravitační vlny a inflační model zůstává dobrou hypotézou [7] :50 .

Inflace v pozdních fázích vývoje vesmíru

Pozorování supernov typu Ia , provedená v roce 1998  jako součást projektu Supernova Cosmology Project , ukázala, že Hubbleova konstanta se s časem mění takovým způsobem (zrychlení expanze v čase), což dává důvod mluvit o inflační povaze expanze. vesmíru v současné fázi jeho vývoje. Záhadný faktor, který může způsobit toto chování, se nazývá temná energie . Zrychlené rozpínání vesmíru v současné fázi začalo před 6-7 miliardami let. V současnosti se vesmír rozpíná takovým způsobem, že vzdálenosti v něm se zdvojnásobí za 10 miliard let a v předvídatelné budoucnosti[ upřesnit ] toto tempo se trochu změní [7] :48 .

Vědecké perspektivy

Podle amerického astrofyzika Lawrence Krausse bude ověření inflačního modelu vesmíru možné po změření profilu (signatury) inflačních gravitačních vln , což významně přiblíží výzkum době velkého třesku a vyřeší další palčivé problémy teoretická fyzika a kosmologie [9] .

Viz také

• Nevyřešené problémy moderní fyziky
• Variabilní rychlost světla

Poznámky

1. ↑ Model inflačního vesmíru . Získáno 7. června 2014. Archivováno z originálu 15. července 2014. (neurčitý)
2. ↑ Alexey Ponyatov Kvantové efekty v měřítku archivní kopie vesmíru z 20. srpna 2016 na Wayback Machine // Science and Life . - 2013. - č. 7
3. ↑ Sazhin, 2002 , str. 38.
4. ↑ Hawking S. Stručná historie času. - Petrohrad, Amfora, 2001. - ISBN 5-94278-091-9  - str. 181-182
5. ↑ Sazhin, 2002 , str. 39.
6. ↑ Anna Iyas, Abraham Loeb, Paul Steinhard Byla tam inflace? // Ve světě vědy . - 2017. - Č. 4. - S. 36 - 43. - URL: https://sciam.ru/articles/details/byla-li-inflyacziya Archivní kopie ze dne 23. dubna 2017 na Wayback Machine
7. ↑ 1 2 3 Valerij Rubakov . Vesmír známý i neznámý  // Věda a život . - 2019. - č. 11 . - S. 46-50 . (Ruština)
8. ↑ Elements Science News: Experiment BICEP2 potvrzuje klíčovou předpověď teorie kosmické inflace . Datum přístupu: 9. února 2015. Archivováno z originálu 22. března 2015. (neurčitý)
9. ↑ Krauss, 2018 , str. 399-397.

Literatura

• Sazhin M. V. Moderní kosmologie v populárním podání. — M. : Editorial URSS, 2002. — 240 s. — ISBN 5-354-00012-2 .
• Lawrence Krauss . Proč existujeme. Největší příběh všech dob = Krauss. Největší příběh, jaký kdy byl vyprávěn – zatím: Proč jsme tady?. - M . : Alpina Literatura faktu, 2018. - ISBN 978-5-91671-948-2 .

Odkazy

• Inflační fáze expanze vesmíru . Datum přístupu: 23. ledna 2014. Archivováno z originálu 16. srpna 2013. (neurčitý)
• Postnov K.A. Přednášky o obecné astrofyzice pro fyziky
• Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). „Částicové fyzikální modely inflace a poruchy kosmologické hustoty“. Fyzikální zprávy . 314 (1-2): 1-146. arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode : 1999PhR...314....1L . DOI : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 .
• Linde, Andrei (2006). „Inflace a strunová kosmologie“. Dodatek o pokroku teoretické fyziky . 163 : 295-322. arXiv : hep-th/0503195 . Bibcode : 2006PThPS.163..295L . DOI : 10.1143/PTPS.163.295 .

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Britannica (online)
V bibliografických katalozích	J9U : 987007541760905171 LCCN : sh89007075