Chaotická inflační teorie

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 27. ledna 2021; ověření vyžaduje 1 úpravu .

Chaotická teorie inflace je scénářem vývoje Vesmíru pro inflační model Vesmíru . Tato teorie nabízí jednoduchý způsob, jak popsat inflaci vesmíru v podmínkách oscilujícího skalárního pole . Za určitých předpokladů je možná existence vesmírů v Multivesmíru s různými elementárními částicemi a zákony jejich vzájemného působení.

Popis teorie

Scénář chaotické inflace byl poprvé popsán v článku A. Linde z roku 1983 [1] . Předtím byly v inflační teorii používány scénáře s různou složitostí, ale scénář chaotické inflace se ukázal být ve srovnání s předchozími velmi jednoduchý. Nevyžadovalo to ani termodynamickou rovnováhu, ani podchlazení, ani expanzi ve stavu falešného vakua.

Pro vysvětlení chaotické teorie inflace se uvažuje skalární pole s kvadratickou hustotou potenciální energie:

V(\phi )={m^{2} \přes 2}\phi ^{2}

Energetická funkce má minimum při , v jehož blízkosti lze očekávat oscilace skalárního pole. To však platí pouze pro nerozpínající se vesmír. U rychle se rozpínajícího Vesmíru se skalární pole pomalu zmenšuje („roluje dolů“), přičemž čím rychleji se Vesmír rozpíná, tím pomaleji klesá potenciální energie pole. $\phi=0$

K popisu vývoje tohoto pole se používají dvě rovnice - rovnice pole a Einsteinova rovnice:

{\ddot \phi }+3H{\tečka \phi }=-m^{2}\phi

H^{2}+{\frac {k}{{a^{2}}}}={\frac {{8\pi }}{{3M_{p}^{2}}}}\left({ {\frac {1}{2}}{\dot \phi }+V\left(\phi \right)}\right)

kde je Hubbleova konstanta pro vesmír s faktorem měřítka (velikost vesmíru), respektive pro otevřené, ploché a uzavřené modely, je Planckova hmotnost, , kde je gravitační konstanta. První rovnice připomíná pohybovou rovnici harmonického oscilátoru , kde je místo x(t) použito , a popisuje viskozitu prostředí pro oscilátor. $H={\dot a}/a$ $v)$ $k=-1,0,1$ $M_{p}$ $M_{p}^{{-2}}=G$ $G$ $\phi (t)$ $3H {\tečka \phi }$

Jako výchozí podmínky se předpokládá velká hodnota skalárního pole , v důsledku čehož v počáteční fázi (až sekund) roste velikost vesmíru exponenciálně . Jakmile se v důsledku růstu velikosti Vesmíru skalární pole dostatečně zmenší, inflace skončí a pole začne oscilovat blízko minima . Dále teorie předpokládá, že jako každé rychle oscilující klasické pole začne ztrácet energii v důsledku vytváření párů částic. Tyto částice se v důsledku vzájemné interakce dostanou do termodynamické rovnováhy a od tohoto okamžiku je tato část popsána standardní teorií horkého vesmíru . $\phi$ $10^{{-35}}$ $v)$ $\phi$ $V(\phi)$

Hlavním rozdílem nové teorie je rychlé tempo růstu velikosti inflačního Vesmíru - v sekundách z Planckovy délky na obrovské velikosti cm. Velikosti sice závisí na použitém modelu, ale ve všech realistických je velikost vesmír se ukáže být mnohem větší než velikost pozorovatelného vesmíru . $10^{{-35}}$ $10^{{10^{{12}}}}$

Pokud vezmeme v úvahu vesmír s velkým počtem oblastí se skalárním polem rozloženým náhodně, pak v některých oblastech bude pole příliš malé na to, aby mohla začít inflace , zatímco v jiných bude dostatečně velké. Právě z posledních oblastí z počátečního chaosu se budou formovat oblasti vesmírů, přičemž velikosti oblastí výrazně překročí velikost pozorovatelného vesmíru . Proto autor nazval tuto teorii teorií chaotické inflace. $\phi$

Důležitá pro zvážení je varianta, kdy má skalární pole složitější tvar, díky kterému je možná existence několika minim . Pokud se pak z těchto různých minimálních oblastí stability z počátečního chaosu vytvoří, hmotnosti elementárních částic a zákony interakcí v nich budou také odlišné.

Poznámky

↑ Linde AD Chaotická inflace // Physics Letters B : deník. - 1983. - Sv. 129 , č. 3-4 . - S. 177-181 . - doi : 10.1016/0370-2693(83)90837-7 .

Odkazy

Andrew Linde. Chaotická inflace // Inflace, kvantová kosmologie a antropický princip – přednáška přednesená na konferenci Johna Wheelera k 90. výročí „Věda a konečná realita: od kvanta ke kosmu“, publikovaná v archivu předtisků: hep-th/0211048 (eng.)
The Many Faces of the Universe // Přednáška A. Linde na FIAN v roce 2007.

Kosmologie
Základní pojmy a objekty	Vesmír pozorovatelný vesmír Červený posuv kosmologické CMB záření Gravitační vlny Expanze vesmíru zrychlený skrytá hmota Temná hmota temná energie
Historie vesmíru	Velký třesk velký odskok Chronologie velkého třesku Inflace Primární nukleosyntéza Rekombinace Evoluce galaxií Věk vesmíru Budoucnost vesmíru
Struktura vesmíru	Struktura vesmíru ve velkém měřítku Nadkupa galaxií Velká skupina kvasarů Galaktické vlákno Neplatné Hubbleova bublina Tvar Vesmíru
Teoretické pojmy	Historie vývoje představ o vesmíru Hubbleův zákon Gravitační nestabilita Kosmologický princip Kosmologické modely Kosmologická singularita Model De Sitter model horkého vesmíru Friedmanův vesmír Vzdálenost společníka Kritická hustota Friedmanova rovnice Kosmologická stavová rovnice Model lambda-CDM
Experimenty	Pozorovací kosmologie 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Astronomie