Космическая инфляция

Материал из wikixw
Перейти к навигации Перейти к поиску

"Модель инфляции"и" теория инфляции " перенаправляются сюда. Общее повышение уровня цен см. В разделе Инфляция. Для других целей см. раздел Инфляция (устранение неоднозначности).

В физической космологиикосмическая инфляция, космологическая инфляцияили просто инфляция-это теория экспоненциального расширения пространства в ранней Вселенной. Инфляционная эпоха длилась от10-36 секунд после предполагаемой сингулярности Большого Взрыва до некоторого времени между 10-33 и10-32 секундами после сингулярности. После инфляционного периода 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 (~4 миллиарда лет назад).

Теория инфляции была разработана в конце 1970-х и начале 80-х годов, с заметным вкладом нескольких физиков-теоретиков , в том числе Алексея Старобинского из Института теоретической физики Ландау, Алана Гута из Корнельского университетаи Андрея Линде из Физического института Лебедева. Алексей Старобинский, Алан Гут и Андрей Линде получили в 2014 году премию Кавли "за пионерскую теорию космической инфляции. Она получила дальнейшее развитие в начале 1980-х годов и объясняет происхождение крупномасштабной структуры космоса . Квантовые флуктуации в микроскопической инфляционной области, увеличенной до космических размеров, становятся семенами для роста структуры во Вселенной (см. образование галактик и эволюция и формирование структуры).Многие физики также считают, что инфляция объясняет, почему Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях (изотропной), почему космическое микроволновое фоновое излучение распределено равномерно, почему Вселенная плоскаяи почему не наблюдалось никаких магнитных монополей.

Детальный физический механизм частиц, ответственный за инфляцию, неизвестен. Основная инфляционная парадигма принята большинством физиков, поскольку ряд предсказаний модели инфляции был подтвержден наблюдениями ;однако значительное меньшинство ученых не согласны с этой позицией.Гипотетическое поле, которое считается ответственным за инфляцию, называется инфлатоном.

В 2002 году три первоначальных архитектора теории были признаны за их значительный вклад; физики Алан Гут из M. I. T., Андрей Линде из Стэнфордаи Пол Стейнхардт из Принстона разделили престижную премию Дирака "за разработку концепции инфляции в космологии".В 2012 году Алан Гут и Андрей Линде были удостоены премии прорыва в фундаментальной физике за изобретение и развитие инфляционной космологии.

Общие сведения[править]

Основные статьи: Расширение Вселенной и Инфлатон

Обзор

Около 1930 года Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от удаленных галактик имеет красное смещение; чем дальше, тем больше смещение. Это было быстро истолковано как означающее, что галактики удаляются от Земли. Если Земля не находится в каком-то особом, привилегированном, центральном положении во Вселенной, то это будет означать, что все галактики удаляются друг от друга, и чем дальше, тем быстрее они удаляются. Теперь понятно, что Вселенная расширяется, унося с собой галактики и вызывая это наблюдение. Многие другие наблюдения сходятся во мнении и приводят к тому же выводу. Однако в течение многих лет не было ясно, почему и как Вселенная может расширяться, или что это может означать.

Основываясь на огромном количестве экспериментальных наблюдений и теоретических работ, в настоящее время считается , что причина для наблюдения заключается в том, что само пространство расширяетсяи что оно расширяется очень быстро в течение первой доли секунды после Большого Взрыва. Этот вид расширения известен как" метрическое " расширение. В терминологии математики и физики "метрика" - это мера расстояния, удовлетворяющая определенному перечню свойств, и этот термин подразумевает, что само понятие расстояния во Вселенной изменяется. Сегодня метрическая вариация слишком мала, чтобы ее можно было увидеть в межгалактическом масштабе.

Современное объяснение метрического расширения пространства было предложено физиком Аланом Гутом в 1979 году, когда он исследовал проблему, почему сегодня не видно магнитных монополей. Он обнаружил, что если бы Вселенная содержала поле в ложном вакууме с положительной энергией, то, согласно Общей теории относительности, оно порождало бы экспоненциальное расширение пространства. Очень быстро стало ясно, что такое расширение позволит решить многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из наблюдения, что для того , чтобы выглядеть так, как это происходит сегодня, Вселенная должна была бы начинаться с очень тонко настроенной, или "особые" начальные условия при Большом Взрыве. Теория инфляции в значительной степени решает и эти проблемы, что делает Вселенную, подобную нашей, гораздо более вероятной в контексте Теории Большого Взрыва.

До сих пор не было открыто ни одного физического поля, ответственного за эту инфляцию. Однако такое поле было бы скалярным, и первое релятивистское скалярное поле, доказавшее свое существование, - поле Хиггса-было открыто только в 2012-2013 годах и до сих пор исследуется. Поэтому не представляется проблематичным, что поле, ответственное за космическую инфляцию и метрическое расширение пространства, до сих пор не обнаружено. Предложенное поле и его кванты (связанные с ним субатомные частицы) получили название инфлатона. Если бы это поле не существовало, ученым пришлось бы предложить другое объяснение для всех наблюдений, которые убедительно свидетельствуют о том, что метрическое расширение пространства имело место и все еще происходит (гораздо медленнее) сегодня.

Теория[править]

Смотрите также: Расширение Вселенной

Расширяющаяся Вселенная обычно имеет космологический горизонт, который, по аналогии с более знакомым горизонтом, вызванным кривизной земнойповерхности, отмечает границу той части Вселенной, которую может видеть наблюдатель. Свет (или другое излучение), испускаемый объектами за космологическим горизонтом в ускоряющейся Вселенной, никогда не достигает наблюдателя, потому что пространство между наблюдателем и объектом расширяется слишком быстро.

История Вселенной-предполагается, что гравитационные волны возникают из космической инфляции, расширения быстрее света сразу после Большого взрыва (17 марта 2014 года).

Наблюдаемая Вселенная - это один причинный участок гораздо большей ненаблюдаемой Вселенной; другие части Вселенной еще не могут общаться с Землей. Эти части Вселенной находятся за пределами нашего нынешнего космологического горизонта. В стандартной модели горячего Большого взрыва без инфляции космологический горизонт смещается, открывая новые области видимости. Тем не менее, когда локальный наблюдатель видит такую область впервые, она ничем не отличается от любой другой области пространства, которую локальный наблюдатель уже видел: ее фоновое излучение имеет почти такую же температуру, как фоновое излучение других областей, и ее пространственно-временная кривизна развивается параллельно с другими областями. Это представляет собой загадку: как эти новые области узнали, какую температуру и кривизну они должны были иметь? Они не могли узнать это, получая сигналы, потому что ранее они не были в контакте с нашим прошлым световым конусом.

Инфляция отвечает на этот вопрос, постулируя, что все регионы происходят из более ранней эпохи с большой энергией вакуума, или космологической постоянной. Пространство с космологической постоянной качественно отличается: вместо того чтобы двигаться вовне, космологический горизонт остается на месте. Для любого наблюдателя расстояние до космологического горизонта неизменный. При экспоненциально расширяющемся пространстве два ближайших наблюдателя разделяются очень быстро; настолько, что расстояние между ними быстро превышает пределы связи. Пространственные срезы расширяются очень быстро, чтобы охватить огромные объемы. Вещи постоянно движутся за космологический горизонт, который находится на фиксированном расстоянии, и все становится однородным.

По мере того как инфляционное поле медленно расслабляется до вакуума, космологическая постоянная стремится к нулю, и пространство начинает нормально расширяться. Новые области, которые появляются в поле зрения во время нормальной фазы расширения, являются точно такими же областями, которые были вытеснены из горизонта во время инфляции, и поэтому они имеют почти ту же температуру и кривизну, потому что они происходят из одного и того же первоначально небольшого участка пространства.

Таким образом, теория инфляции объясняет, почему температуры и кривизны различных областей настолько близки друг к другу. Он также предсказывает, что полная кривизна среза пространства в постоянном глобальном времени равна нулю. Это предсказание подразумевает, что общая обычная материя, темная материя и остаточная вакуумная энергия во Вселенной должны суммироваться до критической плотности, и доказательства подтверждают это. Что еще более поразительно, инфляция позволяет физикам вычислять мельчайшие различия в температуре различных областей от квантовых флуктуаций в течение инфляционной эры, и многие из этих количественных предсказаний были подтверждены.

Пространство расширяется[править]

В пространстве, которое расширяется экспоненциально (или почти экспоненциально) со временем, любая пара свободно плавающих объектов, которые первоначально находятся в состоянии покоя, будут двигаться друг от друга с ускорением, по крайней мере до тех пор, пока они не будут связаны друг с другом какой-либо силой. С точки зрения одного такого объекта, пространство-время представляет собой нечто вроде вывернутой наизнанку черной дыры Шварцшильда—каждый объект окружен сферическим горизонтом событий. Как только другой объект упадет за этот горизонт, он уже никогда не сможет вернуться, и даже световые сигналы, которые он посылает, никогда не достигнут первого объекта (по крайней мере, до тех пор, пока пространство продолжает экспоненциально расширяться).

В приближении, что расширение точно экспоненциально, горизонт статичен и остается фиксированным физическим расстоянием. Этот участок раздувающейся Вселенной может быть описан следующей метрикой: 

   d s 2 = − ( 1 − Λ r 2 ) d t 2 + 1 1 − Λ r 2 d r 2 + r 2 d Ω 2 .

Это экспоненциально расширяющееся пространство-время называется пространством де Ситтера, и для его поддержания должна существовать космологическая постоянная, плотность энергии вакуума, постоянная в пространстве и времени и пропорциональная Λ в вышеупомянутой метрике. Для случая точно экспоненциального расширения энергия вакуума имеет отрицательное давление p, равное по величине его плотности энергии ρ; уравнение состояния P= - ρ.

Инфляция, как правило, не является точно экспоненциальным расширением, а скорее квази - или почти экспоненциальным. В такой вселенной горизонт будет медленно расти со временем, так как плотность энергии вакуума постепенно уменьшается.

Осталось немного неоднородностей[править]

Поскольку ускоряющееся расширение пространства растягивает любые начальные изменения плотности или температуры до очень больших масштабов длины , существенной особенностью инфляции является то, что она сглаживает неоднородности и анизотропиии уменьшает кривизну пространства. Это приводит Вселенную в очень простое состояние, в котором она полностью подчинена полю инфлатона, и единственными значимыми неоднородностями являются крошечные квантовые флуктуации. Инфляция также разбавляет экзотические тяжелые частицы, такие как магнитные монополи, предсказанные многими расширениями к Стандартной модели физики частиц. Если бы Вселенная была достаточно горячей, чтобы образовать такие частицы до периода инфляции, они не наблюдались бы в природе, поскольку они были бы настолько редки, что вполне вероятно, что их нет в наблюдаемой Вселенной. Вместе эти эффекты называются инфляционной "теоремой отсутствия волос" по аналогии с теоремой отсутствия волос для черных дыр.

Теорема "без волос" работает в основном потому, что космологический горизонт ничем не отличается от горизонта черной дыры, за исключением философских разногласий о том, что находится на другой стороне. Интерпретация теоремы об отсутствии волос состоит в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) расширяется на огромный фактор во время инфляции. В расширяющейся Вселенной плотность энергии обычно они падают или растворяются по мере увеличения объема Вселенной. Например, плотность обычной "холодной" материи (пыли) уменьшается обратно пропорционально объему: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии уменьшается в восемь раз; плотность энергии излучения уменьшается еще быстрее, поскольку Вселенная расширяется, так как длина волны каждого фотона растягивается (красное смещение), в дополнение к фотонам, рассеиваемым расширением. При удвоении линейных размеров плотность энергии в излучении падает в шестнадцать раз (см. решение уравнения неразрывности плотности энергии для ультрарелятивистской жидкости). Во время инфляции плотность энергии в поле инфлатона примерно постоянна. Однако плотность энергии во всем остальном, включая неоднородности, кривизну, анизотропию, экзотические частицы и частицы Стандартной модели, падает, и при достаточной инфляции все это становится незначительным. Это оставляет Вселенную плоской и симметричной, и (за исключением однородного поля инфлатона) в основном пустой, в момент окончания инфляции и начала повторного нагрева.

Продолжительность[править]

Ключевое требование состоит в том, что инфляция должна продолжаться достаточно долго, чтобы создать настоящую наблюдаемую Вселенную из одного небольшого инфляционного объема Хаббла. Это необходимо для того, чтобы Вселенная выглядела плоской, однородной и изотропной в самых больших наблюдаемых масштабах. Обычно считается, что это требование выполняется, если Вселенная расширяется по меньшей мерев 10 раз во время инфляции.

Нагрев[править]

Инфляция - это период переохлажденного расширения, когда температура падает примерно в 100 000 раз. (Точное падение зависит от модели, но в первых моделях оно обычно составляло от 1027 К до 1022 к.) Эта относительно низкая температура поддерживается во время фазы инфляции. Когда инфляция заканчивается, температура возвращается к прединфляционной температуре; это называется повторным нагревом или термализацией, потому что большая потенциальная энергия поля инфлатона распадается на частицы и заполняет Вселенную стандартными модельными частицами, включая электромагнитное излучение, начиная радиация доминировала в фазе Вселенной. Поскольку природа инфляции неизвестна, этот процесс все еще плохо изучен, хотя считается, что он происходит через параметрический резонанс.

Мотивации[править]

Инфляция устраняет несколько проблем в результате Большого взрыва в космологии, которые были обнаружены в 1970-х годах. инфляция была впервые предложена Аланом Гутом в 1979 году при исследовании проблемы почему нет магнитных монополей не видно сегодня, он обнаружил, что положительной энергией ложного вакуума , согласно Общей теории относительности, произвести экспоненциальное расширение пространства. Очень быстро стало ясно, что такое расширение позволит решить многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из наблюдения, что для того , чтобы выглядеть так, как это происходит сегодня, Вселенная должна была бы начинаться с очень тонко настроенной, или "особые" начальные условия при Большом Взрыве. Инфляция пытается решить эти проблемы, предоставляя динамический механизм, который приводит Вселенную в это особое состояние, что делает Вселенную, подобную нашей, гораздо более вероятной в контексте Теории Большого Взрыва.

Проблема горизонта[править]

Основная статья: Проблема горизонта

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 однородно и изотропно, потому что они находятся в термическом равновесии: газ по всему баллону имел достаточно времени для взаимодействия, 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 уравновешивания. В Большом взрыве только материя и излучение как известно из Стандартной модели, две широко разделенные области наблюдаемой Вселенной не могут уравновеситься, поскольку они удаляются друг от друга быстрее скорости света и, таким образом, никогда не вступали в причинный контакт. В ранней Вселенной не было возможности посылать световой сигнал между этими двумя областями. Поскольку у них не было никакого взаимодействия, трудно объяснить, почему они имеют одинаковую температуру (термически уравновешены). Исторически предлагаемые решения включали в себя вселенную Феникса Жоржа Леметра, связанную с колебательной Вселенной Ричарда Чейза Толмана и Вселенная Миксмастера Чарльза Мизнера. Леметр и Толман предположили, что Вселенная, проходящая через ряд циклов сжатия и расширения, может прийти к тепловому равновесию. Однако их модели потерпели неудачу из-за накопления энтропии в течение нескольких циклов. Мизнер выдвинул (в конечном счете неверную) гипотезу, что механизм Миксмастера, который делает Вселенную более хаотичной, может привести к статистической однородности и изотропии.

Проблема плоскостности[править]

Основная статья: Проблема плоскостности

Проблему плоскостности иногда называют одним из совпадений Дикке (наряду с проблемой космологической постоянной).В 1960-х годах стало известно, что плотность материи во Вселенной сравнима с критической плотностью , необходимой для плоской Вселенной (то есть Вселенной, крупномасштабная геометрия которой является обычной евклидовой геометрией, а не неевклидовой гиперболической или сферической геометрией).

Следовательно, независимо от формы Вселенной вклад пространственной кривизны в расширение Вселенной не может быть намного больше, чем вклад материи. Но когда Вселенная расширяется, кривизна красного смещается медленнее, чем материя и излучение. Экстраполированный в прошлое, он представляет собой проблему тонкой настройки, поскольку вклад кривизны во Вселенную должен быть экспоненциально мал (на шестнадцать порядков меньше плотности излучения при нуклеосинтезе Большого Взрыва, например). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые показали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов.

Магнитно-монопольная задача[править]

Проблема магнитного монополя, иногда называемая проблемой экзотических реликтов, говорит, что если ранняя Вселенная была очень горячей, то большое количество очень тяжелых, были бы получены стабильные магнитные монополи. Это проблема с великими Объединенными теориями, которые предполагают , что при высоких температурах (например , в ранней Вселенной) электромагнитные силы, сильныеи слабые ядерные силы на самом деле не являются фундаментальными силами, а возникают из-за спонтанного нарушения симметрии из одной калибровочной теории. Эти теории предсказывают ряд тяжелых, стабильных частиц, которые не наблюдались в природе. Наиболее известным является магнитный монополь, своего рода стабильный, тяжелый "заряд" магнитного поля. предсказано, что Монополи будут обильно образовываться в соответствии с великими Объединенными теориями при высокой температуре, и они должны были сохраниться до настоящего времени, до такой степени, что они стали бы первичной составляющей Вселенной. Мало того, что это не так, но все поиски их провалились, установив жесткие ограничения на плотность реликтовых магнитных монополей во Вселенной.Период инфляции, происходящий ниже температуры, при которой могут быть получены магнитные монополи, предложил бы возможное решение этой проблемы: Монополи будут отделены друг от друга по мере расширения Вселенной вокруг них, потенциально снижая их наблюдаемую плотность на много порядков. Хотя, как космолог Мартин Рис он писал: "скептики в отношении экзотической физики, возможно, не будут сильно впечатлены теоретическим аргументом, объясняющим отсутствие частиц, которые сами по себе являются только гипотетическими. Профилактическая медицина легко может показаться 100-процентной эффективной против болезни, которой не существует!"

История[править]

Исходное вещество[править]

Прекурсоры

На заре общей теории относительностиАльберт Эйнштейн ввел космологическую постоянную, чтобы получить статическое решение, которое представляло собой трехмерную сферу с однородной плотностью материи. Позже Виллем де Ситтер обнаружил высокосимметричную раздувающуюся вселенную, описывающую вселенную с космологической постоянной, которая в остальном пуста.Было обнаружено, что Вселенная Эйнштейна нестабильна и что небольшие колебания приводят к ее коллапсу или превращению во Вселенную де Ситтера.

В начале 1970-х годов Зельдович обратил внимание на проблемы плоскостности и горизонта космологии Большого Взрыва; до его работы космология считалась симметричной на чисто философских основаниях. вСоветском Союзе эти и другие соображения привели Белинского и Халатникова к анализу хаотической сингулярности BKL в Общей Теории Относительности. Вселенная Миксмастера мизнера попыталась использовать это хаотическое поведение для решения космологических проблем, но с ограниченным успехом.

Ложный вакуум[править]

Основная статья: Ложный вакуум

В конце 1970-х годов Сидней Коулман применил методы инстантона, разработанные Александром Поляковым и его коллегами, для изучения судьбы ложного вакуума в квантовой теории поля. Как метастабильная фаза в статистической механике- вода ниже температуры замерзания или выше точки кипения—квантовому полю нужно было бы зародить достаточно большой пузырь нового вакуума, новой фазы, чтобы совершить переход. Коулмен нашел наиболее вероятный путь распада для вакуумного распада и рассчитал обратное время жизни на единицу объема. В конце концов он заметил, что гравитационные эффекты будут значительными, но он не рассчитал эти эффекты и не применил результаты к космологии.

Старобинская инфляция[править]

Основная статья: Старобинская инфляция

В Советском Союзе Алексей Старобинский отмечал, что квантовые поправки к общей теории относительности должны быть важны для ранней Вселенной. Они обычно приводят к поправкам на кривизну в квадрате к действию Эйнштейна-Гильберта и форме модифицированной гравитации f (R). Решение уравнений Эйнштейна при наличии кривизны в квадрате членов, когда кривизны велики, приводит к эффективной космологической постоянной. Поэтому он предположил, что ранняя Вселенная прошла через инфляционную эру де Ситтера. Это решило проблемы космологии и привело к конкретным предсказаниям поправок к микроволновому фоновому излучению, которые затем были детально рассчитаны. Старобинский воспользовался акцией 

   S = 1 2 ∫ d 4 x ( R + R 2 6 M 2 )

что соответствует потенциалу 

   V ( ϕ ) = Λ 4 ( 1 − e − 2 / 3 ϕ / M p 2 ) 2

в рамках теории Эйнштейна. Это приводит к наблюдаемым результатам:

n s = 1 − 2 N , r = 12 N 2 .

Монопольная задача[править]

В 1978 году Зельдович отметил проблему монополя, которая была однозначной количественной версией проблемы горизонта, на этот раз в подполе физики элементарных частиц, что привело к нескольким спекулятивным попыткам решить ее. В 1980 году Алан Гут понял, что ложный вакуумный распад в ранней Вселенной решит проблему, что привело его к предположению о скалярной инфляции. Сценарии Старобинского и Гута предсказывали начальную фазу де Ситтера, отличаясь лишь механистическими деталями.

Ранние инфляционные модели[править]

Гут предложил инфляцию в январе 1981 года, чтобы объяснить несуществование магнитных монополей ;именно Гут ввел термин "инфляция".В то же время Старобинский утверждал, что квантовые поправки к гравитации заменят начальную сингулярность Вселенной экспоненциально расширяющейся фазой де Ситтера.В октябре 1980 года Демосфен Казанас предположил, что экспоненциальное расширение может устранить горизонт частиц и, возможно, решить проблему горизонта,в то время как Сато предположил, что экспоненциальное расширение может устранить доменные стенки (еще один вид экзотической реликвии).В 1981 году Эйнхорн и Сато опубликовали модель, аналогичную модели Гута, и показали, что она разрешит загадку обилия магнитных монополей в Великих Объединенных теориях. Как и Гут, они пришли к выводу, что такая модель не только требует тонкой настройки космологической постоянной, но и, вероятно, приведет к слишком зернистой Вселенной, то есть к большим вариациям плотности, возникающим в результате столкновений пузырьковых стенок.

Физический размер радиуса Хаббла (сплошная линия) как функция линейного расширения (масштабного фактора) Вселенной. Во время космологической инфляции радиус Хаббла постоянен. Показана также физическая длина волны возмущающей моды (пунктирная линия). График иллюстрирует, как режим возмущения растет больше, чем горизонт во время космологической инфляции, прежде чем вернуться внутрь горизонта, который быстро растет во время доминирования излучения. Если бы космологическая инфляция никогда не происходила, а господство излучения продолжалось бы вплоть до гравитационной сингулярности тогда модус никогда не был бы внутри горизонта в очень ранней Вселенной, и никакой причинный механизм не мог бы гарантировать, что Вселенная была однородной в масштабе моды возмущения.

Гут предположил, что при охлаждении ранней Вселенной она оказалась в ловушке ложного вакуума с высокой плотностью энергии, которая очень похожа на космологическую постоянную. Когда очень ранняя Вселенная остыла, она оказалась в ловушке метастабильного состояния (она была переохлаждена), из которого она могла распасться только в процессе зарождения пузырьков с помощью квантового туннелирования. Пузырьки истинного вакуума самопроизвольно образуются в море ложного вакуума и быстро начинают расширяться со скоростью света. Гут признал, что эта модель была проблематичной, потому что модель не нагревалась должным образом: когда пузырьки зарождались, они не производили никакого излучения. Излучение могло генерироваться только при столкновениях между стенками пузырьков. Но если инфляция продолжалась достаточно долго, чтобы решить проблемы начальных условий, столкновения между пузырями становились чрезвычайно редкими. В любом каузальном пятне, вероятно, зародится только один пузырь. 

   ... Казанас (1980) назвал эту фазу ранней Вселенной "фазой де Ситтера". Название "инфляция" было дано Гутом (1981). ... Сам Гут не упоминал о работах Казанаса до тех пор, пока не опубликовал книгу на эту тему под названием "инфляционная Вселенная: поиски новой теории космического происхождения" (1997), где он извиняется за то, что не ссылался на работы Казанаса и других, связанные с инфляцией.

Замедленная инфляция[править]

Проблема столкновения пузырей была решена Линдом[59] и независимо Андреасом Альбрехтом и Полом Штайнхардтом в модели, названной новой инфляцией или медленной инфляцией (модель Гута затем стала известна как старая инфляция). В этой модели вместо туннелирования из ложного вакуумного состояния инфляция происходила скалярным полем, скатывающимся вниз с холма потенциальной энергии. Когда поле вращается очень медленно по сравнению с расширением Вселенной, происходит инфляция. Однако, когда холм становится круче, инфляция заканчивается и может произойти повторный нагрев.

Эффекты асимметрии[править]

Основная статья: первичные флуктуации

В конце концов было показано, что новая инфляция не создает идеально симметричную вселенную, но что квантовые флуктуации в инфлатоне создаются. Эти колебания образуют изначальные семена для всей структуры, созданной в более поздней Вселенной.Эти флуктуации были впервые рассчитаны Вячеславом Мухановым и Г. В. Чибисовым при анализе аналогичной 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. Флуктуации были рассчитаны четырьмя группами, работавшими отдельно в течение семинара: Стивен Хокинг; Старобинский; Гут и со-Янг Пи; и Бардин, Стейнхардт и Тернер.

Статус наблюдения[править]

Инфляция-это механизм реализации космологического принципа, лежащего в основе стандартной модели физической космологии: она учитывает однородность и изотропность наблюдаемой Вселенной. Кроме того, это объясняет наблюдаемую плоскостность и отсутствие магнитных монополей. Начиная с ранних работ Гута, каждое из этих наблюдений получило дальнейшее подтверждение, особенно впечатляющее благодаря подробным наблюдениям космического микроволнового фона, сделанным космическим аппаратом планка.[70] Этот анализ показывает, что Вселенная плоская с точностью до 0,5 процента, и что она однородна и изотропна до одной части на 100 000.

Инфляция предсказывает, что структуры, видимые сегодня во Вселенной, образовались в результате гравитационного коллапса возмущений, которые были сформированы как квантово-механические флуктуации в инфляционную эпоху. Детальная форма спектра возмущений, называемая почти масштабно-инвариантным гауссовым случайным полем, очень специфична и имеет только два свободных параметра. Одним из них является амплитуда спектра и спектральный индекс, который измеряет небольшое отклонение от масштабной инвариантности, предсказанной инфляцией (идеальная масштабная инвариантность соответствует идеализированной Вселенной де Ситтера). Другим свободным параметром является отношение тензора к скаляру. Простейшие модели инфляции , не имеющие точной настройки, предсказывают отношение тензора к скаляру около 0,1.

Инфляция предсказывает, что наблюдаемые возмущения должны находиться в тепловом равновесии друг с другом (они называются адиабатическими или изоэнтропийными возмущениями). Эта структура возмущений была подтверждена космическими аппаратами планка, WMAP и другими экспериментами космического микроволнового фона (CMB), а также исследованиями галактик, особенно продолжающейся цифровой съемкой неба Слоуна.Эти эксперименты показали, что одна часть из 100 000 наблюдаемых неоднородностей имеет именно ту форму, которая предсказана теорией. Имеются данные о незначительном отклонении от масштабной инвариантности. Спектральный индекс, нс является одним для масштабно-инвариантного спектра Харрисона-Зельдовича. Простейшие модели инфляции предсказывают, что ns находится между 0,92 и 0,98. это диапазон, который возможен без точной настройки параметров, связанных с энергией. из данных планка можно сделать вывод, что ns=0.968 ± 0.006, и отношение тензора к скаляру, которое меньше 0,11. Они считаются важным подтверждением теории инфляции.

Были предложены различные теории инфляции, которые делают радикально различные прогнозы, но они обычно имеют гораздо более тонкую настройку, чем это необходимо.Однаков качестве физической модели инфляция наиболее ценна тем, что она надежно предсказывает начальные условия Вселенной, основываясь только на двух регулируемых параметрах: спектральном индексе (который может изменяться только в небольшом диапазоне) и амплитуде 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 первого года предполагали, что спектр может быть не совсем масштабно-инвариантным, но вместо этого может иметь небольшую кривизну.Однако данные за третий год показали, что этот эффект был статистической аномалией. Еще один эффект, отмеченный со времен первого космического микроволнового фонового спутника, исследователя космического фона, заключается в том, что амплитуда квадрупольного момента CMB неожиданно мала, а другие низкие мультиполисы, по-видимому, предпочтительно выровнены с плоскостью эклиптики. Некоторые утверждают, что это признак Негауссианства и, таким образом, противоречит простейшим моделям инфляции. Другие предположили, что этот эффект может быть вызван другой новой физикой, загрязнением переднего плана или даже предвзятостью публикаций.

В настоящее время осуществляется экспериментальная программа для дальнейшего тестирования инфляции с помощью более точных измерений CMB. В частности, высокоточные измерения так называемых" В-мод " поляризации фонового излучения могли бы свидетельствовать о гравитационном излучении, создаваемом инфляцией, а также могли бы показать, верна ли энергетическая шкала инфляции, предсказываемая простейшими моделями (1015-1016 ГэВ). в марте 2014 года команда BICEP2 объявила о поляризации CMB в режиме B, подтверждающей, что инфляция была продемонстрирована. Команда объявила о соотношении тензорной и скалярной мощности r Р был между 0,15 и 0,27 (отвергая нулевую гипотезу; r Рожидается, что будет 0 в отсутствие инфляции). однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении полученных результатов; 19 сентября 2014 года было сообщено о дальнейшем снижении доверия, а 30 января 2015 года-о еще меньшем доверии. к 2018 году дополнительные данные предполагали, с 95% - ной уверенностью, что r Рэто 0,06 или ниже: согласуется с нулевой гипотезой, но все еще согласуется со многими оставшимися моделями инфляции.

Другие потенциально подтверждающие измерения ожидаются от космического аппарата планка, хотя неясно, будет ли сигнал виден или загрязнение от источников переднего плана будет мешать. другие предстоящие измерения, такие как 21-сантиметровое излучение (излучение, испускаемое и поглощаемое нейтральным водородом до образования первых звезд), могут измерять спектр мощности с еще большим разрешением, чем CMB и исследования галактик, хотя неизвестно, будут ли эти измерения возможны или будут ли помехи с радиоисточниками на Земле и в галактике будет слишком велико.

Теоретический статус[править]

В первом предложении Гута считалось , что инфлатон-это поле Хиггса, то есть поле, которое объясняет массу элементарных частиц.В настоящее время некоторые полагают, что инфлатон не может быть полем Хиггса[90], хотя недавнее открытие бозона Хиггса увеличило число работ, рассматривающих поле Хиггса как инфлатон.[91] одной из проблем этой идентификации является напряжение тока с экспериментальными данными в электрослабом масштабе который в настоящее время изучается на Большом адронном коллайдере (бак). Другие модели инфляции опирались на свойства Великих унифицированных теорий.Поскольку простейшие модели Великого объединения потерпели неудачу, многие физики считают, что инфляция будет включена в суперсимметричную теорию, такую как теория струн или Суперсимметричная теория Великого объединения. В настоящее время, в то время как инфляция понимается главным образом по ее детальным предсказаниям начальных условий для горячей ранней Вселенной, физика элементарных частиц в значительной степени является специальной моделирующий. Таким образом, хотя предсказания инфляции согласуются с результатами наблюдательных тестов, остается много открытых вопросов.

Проблема точной настройки[править]

Одна из самых серьезных проблем для инфляции возникает из-за необходимости тонкой настройки. При новой инфляции должны быть соблюдены условия замедления темпов инфляции. Условия медленного вращения говорят, что потенциал инфлатона должен быть плоским (по сравнению с большой энергией вакуума) и что частицы инфлатона должны иметь небольшую массу.[требуется разъяснение] Новая инфляция требует, чтобы Вселенная имела скалярное поле с особенно плоским потенциалом и особыми начальными условиями. Однако были предложены объяснения этих тонких настроек. Например, классические масштабно-инвариантные теории поля, в которых масштабная инвариантность нарушается квантовыми эффектами, дают объяснение плоскостности инфляционных потенциалов, поскольку теория может быть изучена с помощью теории возмущений.

Линде предложил теорию, известную как хаотическая инфляция, в которой он предположил, что условия для инфляции на самом деле удовлетворяются довольно обобщенно. Инфляция будет происходить практически в любой вселенной, которая начинается в хаотическом, высокоэнергетическом состоянии, имеющем скалярное поле с неограниченной потенциальной энергией.Однако в его модели поле инфлатона обязательно принимает значения, превышающие одну планковскую единицу: по этой причине их часто называют моделями большого поля, а конкурирующие новые модели инфляции-моделями малого поля. В этой ситуации предсказания эффективной теории поля они считаются недействительными, так как перенормировка должна привести к большим коррекциям, которые могли бы предотвратить инфляцию.Эта проблема до сих пор не решена, и некоторые космологи утверждают, что модели малых полей, в которых инфляция может происходить на гораздо более низком энергетическом уровне, являются лучшими моделями.Хотя инфляция в значительной степени зависит от квантовой теории поля (и полуклассического приближения к квантовой гравитации), она не была полностью согласована с этими теориями.

Бранденбергер прокомментировал тонкую настройку в другой ситуации.Амплитуда первичных неоднородностей, порождаемых инфляцией, напрямую связана с энергетической шкалой инфляции. Предполагается, что эта шкала составляет около 1016 ГэВ илив 10-3 раза больше планковской энергии. Естественная шкала наивно является шкалой планка, поэтому это небольшое значение можно рассматривать как еще одну форму тонкой настройки (называемую проблемой иерархии): плотность энергии, заданная скалярным потенциалом, уменьшается на10-12 по сравнению с плотностью планка. Однако обычно это не считается критической проблемой, поскольку масштаб инфляции естественным образом соответствует масштабу унификации калибров.

Вечная инфляция[править]

Основная статья: Вечная инфляция

Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно по крайней мере в некоторых областях Вселенной. Это происходит потому, что раздувающиеся области расширяются очень быстро, воспроизводя себя. Если скорость распада в фазу без раздувания не является достаточно высокой, новые раздувающиеся области образуются быстрее, чем не раздувающиеся области. В таких моделях большая часть объема Вселенной непрерывно раздувается в любой момент времени.

Все модели вечной инфляции порождают бесконечную гипотетическую мультивселенную, обычно фрактальную. Теория мультивселенной породила значительные разногласия в научном сообществе относительно жизнеспособности инфляционной модели.

Пол Стейнхардт, один из первых архитекторов инфляционной модели, представил первый пример вечной инфляции в 1983 году.Он показал, что инфляция может продолжаться вечно, производя пузыри не раздувающегося пространства, заполненные горячей материей и излучением, окруженные пустым пространством, которое продолжает раздуваться. Пузыри не могли расти достаточно быстро, чтобы идти в ногу с инфляцией. Позже, в том же году, Александр Виленкин показал, что вечная инфляция носит общий характер.

Хотя новая инфляция классически скатывается вниз по потенциалу, квантовые флуктуации иногда могут поднять его до прежних уровней. Эти области, в которых инфлатон колеблется вверх, расширяются гораздо быстрее, чем области, в которых инфлатон имеет меньшую потенциальную энергию, и имеют тенденцию доминировать с точки зрения физического объема. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом вечна. Есть хорошо известные теоремы, что это устойчивое состояние не может продолжаться вечно в прошлом. Инфляционное пространство-время, аналогичное пространству де Ситтера, является неполным без сжимающейся области. Однако, в отличие от пространства де Ситтера, флуктуации в сжимающемся инфляционном пространстве коллапсируют, образуя гравитационную сингулярность, точку, где плотности становятся бесконечными. Поэтому необходимо иметь теорию для начальных условий Вселенной.

В вечной инфляции регионы с инфляцией имеют экспоненциально растущий объем, в то время как регионы, которые не раздуваются, этого не делают. это говорит о том, что объем раздувающейся части Вселенной в глобальной картине всегда невообразимо больше, чем та часть, которая перестала раздуваться, даже если инфляция в конечном итоге заканчивается, как это видит любой отдельный доинфляционный наблюдатель. Ученые расходятся во мнениях относительно того, как распределить вероятности для этого гипотетического антропного ландшафта. Если вероятность различных регионов подсчитывается по объему, то следует ожидать, что инфляция никогда не закончится или, применяя граничные условия, что существует локальный наблюдатель, чтобы наблюдать ее, что инфляция закончится как можно позже.

Некоторые физики считают, что этот парадокс может быть разрешен путем взвешивания наблюдателей по их доинфляционному объему. Другие считают, что парадокс не может быть разрешен и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который первым ввел вечную инфляционную модель ,позже стал одним из самых громких ее критиков по этой причине.

Стартовые условия[править]

Некоторые физики пытались избежать проблемы начальных условий, предлагая модели вечно раздувающейся вселенной без начала координат. эти модели предполагают, что в то время как Вселенная в самых больших масштабах расширяется экспоненциально, она была, есть и всегда будет пространственно бесконечной и существовала и будет существовать вечно.

Другие предложения пытаются описать создание Вселенной ex nihilo на основе квантовой космологии и последующей инфляции. Виленкин выдвинул один из таких сценариев. Хартл и Хокинг предложили безграничное предложение для первоначального создания Вселенной, в которой инфляция возникает естественным образом.

Гут описал инфляционную вселенную как" окончательный бесплатный обед": новые вселенные, подобные нашей, постоянно возникают на обширном раздувающемся фоне. Гравитационные взаимодействия, в данном случае, обходят (но не нарушают) первый закон термодинамики (сохранение энергии) и второй закон термодинамики (энтропия и проблема стрелы времени). Однако, Хотя существует консенсус, что это решает проблему начальных условий, некоторые оспаривают это, поскольку гораздо более вероятно, что Вселенная возникла в результате квантовой флуктуации. Дон Пейдж был откровенным критиком инфляции из-за этой аномалии.Он подчеркнул, что термодинамическая стрела времени требует низких начальных условий энтропии, что было бы крайне маловероятно. По их мнению, вместо того чтобы решить эту проблему, инфляционная теория усугубляет ее – перегрев в конце инфляционной эры увеличивает энтропию, что делает необходимым, чтобы начальное состояние Вселенной было еще более упорядоченным, чем в других теориях Большого Взрыва без фазы инфляции.

Хокинг и Пейдж позже обнаружили неоднозначные результаты, когда попытались вычислить вероятность инфляции в начальном состоянии Хартла-Хокинга.Другие авторы утверждали, что, поскольку инфляция вечна, вероятность не имеет значения до тех пор, пока она точно не равна нулю: как только она начинается, инфляция увековечивает себя и быстро доминирует во Вселенной.[5][116]:223–225 Однако Альбрехт и Лоренцо Сорбо утверждали, что вероятность возникновения инфляционного космоса, согласующегося с сегодняшними наблюдениями, в результате случайной флуктуации из некоторого ранее существовавшего состояния намного выше, чем вероятность возникновения неинфляционного космоса. Это происходит потому, что" начальное " количество негравитационной энергии, требуемое для инфляционного космоса, намного меньше, чем для неинфляционной альтернативы, которая перевешивает любые энтропийные соображения.

Другая проблема, о которой иногда упоминалось,-это транс-Планковская проблема или транс-планковские эффекты.Поскольку энергетическая шкала инфляции и планковская шкала относительно близки, некоторые квантовые флуктуации, составляющие структуру нашей Вселенной, были меньше планковской длины до инфляции. Следовательно, должны быть поправки от планковской физики, в частности от неизвестной квантовой теории гравитации. Остаются некоторые разногласия относительно величины этого эффекта: находится ли он только на пороге обнаруживаемости или полностью не обнаруживается.

Гибридная инфляция[править]

Другой вид инфляции, называемый гибридной инфляцией, является продолжением новой инфляции. Он вводит дополнительные скалярные поля, так что в то время как одно из скалярных полей отвечает за нормальную медленную инфляцию крена, другое вызывает конец инфляции: когда инфляция продолжается достаточно долго, становится благоприятным для второго поля распадаться в гораздо более низкое энергетическое состояние.

В гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (таким образом, определяя скорость расширения), в то время как другое отвечает за медленный крен (таким образом, определяя период инфляции и ее прекращение). Таким образом, колебания в первом инфлатоне не повлияли бы на прекращение инфляции, в то время как колебания во втором не повлияли бы на скорость расширения. Поэтому гибридная инфляция не вечна. Когда второй (медленно катящийся) инфлатон достигает дна своего потенциала, он меняет расположение минимума потенциала первого инфлатона, что приводит к быстрому катанию инфлатона вниз по его потенциалу, что приводит к прекращению инфляции.

Отношение к темной энергии[править]

Темная энергия в целом похожа на инфляцию и, как полагают, вызывает ускорение расширения современной Вселенной. Однако энергетическая шкала темной энергии гораздо ниже,10-12 ГэВ, что примерно на 27 порядков меньше, чем шкала инфляции.

Инфляция и струнная космология[править]

Открытие компактификации потоков открыло путь к примирению теории инфляции и теории струн. инфляция Бран предполагает, что инфляция возникает из движения D-бран в компактифицированной геометрии, обычно к стеку анти-D-бран. Эта теория, управляемая действием Дирака-Борна-Инфельда, отличается от обычной инфляции. Динамика не совсем понятна. По-видимому, необходимы особые условия, так как инфляция происходит при туннелировании между двумя вакуа в струнном ландшафте. Процесс туннелирования между двумя вакуа-это форма старой инфляции, но новая инфляция должна тогда происходить по какому-то другому механизму.

Инфляция и петлевая квантовая гравитация[править]

При исследовании влияния теории петлевой квантовой гравитации на космологию была разработана петлевая квантовая космологическая модель, которая обеспечивает возможный механизм космологической инфляции. Петлевая квантовая гравитация предполагает квантованное пространство-время. Считается, что если плотность энергии больше, чем может удерживать квантованное пространство-время, то она отскакивает назад.

Альтернативы/дополнения[править]

Другие модели объясняют некоторые наблюдения, объясняемые инфляцией. Однако ни одна из этих" альтернатив " не имеет одинаковой широты объяснения и все еще требует инфляции для более полного соответствия наблюдениям. Поэтому их следует рассматривать как дополнения к инфляции, а не как альтернативы.

Гравитация[править]

Исследования, опубликованные в 2020 году, показывают, что одной гравитации может быть достаточно, чтобы объяснить однородность Вселенной.

Большой прыжок[править]

Гипотеза большого скачка пытается заменить космическую сингулярность космическим сжатием и скачком, тем самым объясняя начальные условия, которые привели к Большому взрыву.Проблемы плоскостности и горизонта естественным образом решаются в теории гравитации Эйнштейна-Картана-сиамы-Киббла, не нуждаясь в экзотической форме материи или свободных параметрах.Этатеория расширяет общую теорию относительности, снимая ограничение симметрии аффинной связи и рассматривая ее антисимметричную часть, тензор кручения, как динамическую переменную. Минимальная связь между кручением и Спиноры Дирака порождают спин-спиновое взаимодействие, которое является значительным в фермионной материи при чрезвычайно высоких плотностях. Такое взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого Взрыва, заменяя ее скачкообразным отскоком с конечным минимальным масштабным фактором, до которого Вселенная сжималась. Быстрое расширение сразу же после Большого скачка объясняет, почему нынешняя Вселенная в самых больших масштабах кажется пространственно плоской, однородной и изотропной. По мере того как плотность Вселенной уменьшается, эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно входит в эру, где доминирует излучение.

Экпиротические и циклические модели[править]

Экпиротическая и циклическая модели также считаются дополнениями к инфляции. Эти модели решают проблему горизонта через расширяющуюся эпоху задолго до Большого Взрыва, а затем генерируют необходимый спектр возмущений первичной плотности во время фазы сжатия, приводящей к Большому Сжатию. Вселенная проходит через Большой хруст и появляется в горячей фазе Большого Взрыва. В этом смысле они напоминают колебательную вселенную Ричарда Чейза Толмана однако в модели Толмана общий возраст Вселенной обязательно конечен, в то время как в этих моделях это не обязательно так. Вопрос о том, может ли быть получен правильный спектр флуктуаций плотности и может ли Вселенная успешно перемещаться по переходу Большой взрыв/большой хруст, остается предметом споров и текущих исследований. Экпиротические модели избегают магнитного монополя проблема до тех пор, пока температура на переходе большой хруст/Большой взрыв остается ниже большой объединенной шкалы, поскольку это температура, необходимая для производства магнитных монополей в первую очередь. При нынешнем положении дел нет никаких свидетельств какого-либо "замедления" расширения, но это неудивительно, поскольку каждый цикл, как ожидается, будет длиться порядка триллиона лет.

Переменная c[править]

Еще одно дополнение, модель изменяющейся скорости света, была предложена Жан-Пьером Пети в 1988, Джон Моффат в 1992 году и команда из двух человек Андреаса Альбрехта и Жуана Магейхо в 1998 году. вместо сверхсветового расширения скорость света была на 60 порядков быстрее, чем ее нынешнее значение, решая проблемы горизонта и однородности в ранней Вселенной.

Струнная газовая космология[править]

Теория струн требует, чтобы в дополнение к трем наблюдаемым пространственным измерениям существовали дополнительные измерения, свернутые или компактифицированные (см. также теорию Калуцы–Клейна). Дополнительные измерения являются частым компонентом моделей супергравитации и других подходов к квантовой гравитации. В связи с этим возникает условный вопрос, почему четыре пространственно-временных измерения стали большими, а остальные-ненаблюдаемо малыми. Попытка решить этот вопрос, названная струнной газовой космологией, была предложена Робертом Бранденбергером и Кумруном Вафа. Эта модель фокусируется на динамике ранней Вселенной, рассматриваемой как горячий газ струн. Бранденбергер и Вафа показывают, что измерение пространства-времени может расширяться только в том случае, если струны, которые обматываются вокруг него, могут эффективно аннигилировать друг друга. Каждая строка является одномерным объектом, и наибольшее число измерений, в которых две строки будут пересекаться в общем случае (и, предположительно, аннигилировать) - это три. Поэтому наиболее вероятное число некомпактных (больших) пространственных измерений равно трем. Текущая работа над этой моделью сосредоточена на том, может ли она успешно стабилизировать размер компактифицированных измерений и произвести правильный спектр первичных возмущений плотности.Сторонники этой теории признают, что их модель "не решает проблем энтропии и плоскостности стандартной космологии ..... и мы не можем дать никакого объяснения, почему нынешняя Вселенная так близка к тому, чтобы быть пространственно плоской".

Критики[править]

С момента своего введения Аланом Гутом в 1980 году инфляционная парадигма получила широкое распространение. Тем не менее, многие физики, математики и философы науки высказывали критические замечания, утверждая непроверяемость предсказаний и отсутствие серьезной эмпирической поддержки. в 1999 году Джон Эрман и Хесус Мостерин опубликовали подробный критический обзор инфляционной космологии, заключив: "мы не думаем, что пока есть веские основания для включения любой из моделей инфляции в стандартное ядро космологии."

Для того, чтобы работать, и как указывает Роджер Пенроуз с 1986 года, инфляция требует чрезвычайно специфических начальных условий сама по себе, так что проблема (или псевдопроблема) начальных условий не решается: "есть что-то фундаментально неверное в попытке объяснить однородность ранней Вселенной как результат процесса термализации. [...] Ибо, если термализация действительно что-то делает [...] тогда она представляет собой определенное увеличение энтропии. Таким образом, Вселенная была бы еще более особенной до термализации, чем после." Проблема специфических или" тонко настроенных " начальных условий не была бы решена; она стала бы еще хуже. На конференции в 2015 году Пенроуз сказал, что " инфляция не поддается фальсификации, она фальсифицирована. [... Бицепс оказал замечательную услугу, вытащив всех инфляторов из их скорлупы и поставив им синяк под глазом."

Повторяющаяся критика инфляции заключается в том, что вызванное поле инфлатона не соответствует ни одному известному физическому полю, и что его потенциальная энергетическая кривая, по-видимому, является специальным приспособлением для размещения почти любых доступных данных. Пол Стейнхардт один из отцов-основателей инфляционной космологии, он недавно стал одним из самых резких ее критиков. Он называет "плохую инфляцию" периодом ускоренной экспансии, результаты которой противоречат наблюдениям, а "хорошую инфляцию" - совместимой с ними: "не только плохая инфляция более вероятна, чем хорошая инфляция, но и никакая инфляция не более вероятна, чем любая из них [... Роджер Пенроуз рассмотрел все возможные конфигурации инфлатонного и гравитационного полей. Некоторые из этих конфигураций приводят к инфляции [...] Другие конфигурации ведут к однородной, плоской Вселенной непосредственно-без инфляции. Получение плоской Вселенной в целом маловероятно. Шокирующее заключение Пенроуза, однако, состояло в том, что получение плоской Вселенной без инфляции гораздо более вероятно, чем с инфляцией – в 10 раз к мощности googol (10 к 100)! ВместесАнной Иджас и Абрахамом Лебомон написал статьи, в которых утверждал, что инфляционная парадигма находится в затруднительном положении из-за данных со спутника планка. контраргументы были представлены Аланом Гутом, Дэвидом кайзероми Ясунори Номурой , а также Андреем Линде говоря, что"космическая инфляция находится на более сильной основе, чем когда-либо прежде".

Смотреть также[править]

Рекомендации[править]

archive.org/details/principlesofphys00pjep

  • Гут, Алан (1997). Инфляционная Вселенная: поиски новой теории космического происхождения. Персей.
  • Хокинг, Стивен (1998). Краткая история времени. Малолитражка. ISBN 978-0-553-38016-3.
  • Хокинг, Стивен; Гэри Гиббонс (1983). Очень Ранняя Вселенная. Издательство Кембриджского Университета.
  • Колб, Эдвард; Майкл Тернер (1988). Ранняя Вселенная. Эддисон-Уэсли. .

Linde, Andrei (2005). Физика элементарных частиц и инфляционная космология. Современные концепции в физике. 5. стр. 1-362. arXiv:hep-th/0503203. Bibcode:2005hep. th.... 3203L.

  • Linde, Andrei (2006). "Инфляция и струнная космология". Прогресс теоретической физики дополнение. 163: 295–322. arXiv:hep-th/0503195. Бибкод:2006PThPS.
  • Лиддл, Эндрю; Дэвид Лит (2000). Космологическая инфляция и Крупномасштабная структура. Кембридж. .
  • Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). "Физические модели частиц инфляции и возмущения космологической плотности". Отчеты По Физике. 314 (1–2): 1–146. arXiv:hep-ph/9807278. Bibcode:1999PhR...314....1л. doi:10.
  • Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии. Издательство Кембриджского Университета.
  • Виленкин, Алексей (2006). Много миров в одном: поиск других вселенных. Хилл и Ван.
  • Peebles, P. J. E. (1993). Принципы физической космологии. Издательство Принстонского Университета

Пруф[править]

.nasa.gov/home/hqnews/2006/mar/HQ_06097_first_trillionth_WMAP.html

Источник — https://wikixw.ru/index.php?title=Космическая_инфляция&oldid=21621