Universumi inflatsioonimudel lühidalt™. Inflatsiooniteooria Suure Paugu inflatsioonimudeli autor

Universumi inflatsioonimudel on teaduslik kosmoloogiline teooria universumi paisumise seaduse ja oleku kohta Suure Paugu varases staadiumis. Erinevalt kuuma universumi standardmudelist eeldab see teooria universumi kiirendatud paisumisperioodi varajases staadiumis temperatuuril üle 10 28 kelvini.

Universumi inflatsioonimudel töötati välja suhteliselt hiljuti. Veel 20. sajandi 30ndatel teadsid teadlased, et meie universum paisub pidevalt. Olulist rolli selles mängis avastus, mis sellele asjaolule viitas. Teadlased mõistsid, et universumi paisumise protsessile eelnes selle algus. Sel põhjusel otsustasid nad füüsikalisi ja matemaatilisi seadusi kasutades teoreetiliselt taasluua universumi moodustumise protsessi ja mõista, mis täpselt oli selle paisumise tõukejõud.

Universumi tekkimise teooriat luues seisid teadlased silmitsi mitmete küsimustega, näiteks: miks on Universumis nii vähe antiainet, kui see peaks koosnema ainest ligikaudu võrdsetes osades; kuidas juhtus, et Universumi kõigi piirkondade temperatuur on ligikaudu sama, kui selle üksikud osad ei saanud omavahel kuidagi kontakti; miks on universumil just selline mass ja energia, mis võib Hubble’i aeglustada ja palju muud. Nendele küsimustele vastuseid otsides töötasid teadlased välja kuuma Universumi standardmudeli, mille kohaselt oli Universum oma tekke alguses väga tihe ja kuum ning kõigi osakeste vahel oli üksainus interaktsiooniväli. Seejärel lagunes universumi laienedes ja jahtudes see väli elektromagnetilisteks, gravitatsioonilisteks, tugevateks ja nõrkadeks jõududeks, mis võimaldas ürguniversumi moodustavatel osakestel ühineda aatomiteks ja muudeks keerukateks struktuurideks.

1981. aastal mõistis Ameerika teadlane Alan Guth, et tugevate vastastikmõjude eraldamine ühest väljast, samuti universumi ürgaine faasiüleminek ühest olekust teise toimus umbes 10–35 sekundit pärast universumi sündi. Universum. Seda perioodi võib tinglikult nimetada "universumi esmaseks kristalliseerumiseks" või "universumi erakordseks paisumiseks". Mõnes mõttes meenutab see protsess vee külmutamise ja jääks muutmise protseduuri. Kõik teavad, et vesi paisub, kui see külmub. Alan Gut pakkus välja, et Universumi tekke algfaasis toimus selle järsk paisumine, mille tõttu paisus Universum sekundi pisikeste murdosadega 50 korda. Teadlane nimetas oma teooriat universumi inflatsioonimudeliks (inflation inglise keelest Inflate - inflate, pump up). Seda mudelit kasutades on võimalik selgitada, miks on universumil nii mass ja energia, et on võimalik Hubble'i paisumist aeglustada, ning ka seda, miks on meie universumi kõikide piirkondade temperatuur ligikaudu sama.

Universumi suuremahulise homogeensuse ja isotroopia probleem

Hubble'i kaugus langeb kokku meie vaadeldava universumiga. See ütleb meile, et meie universumi piiratud vanuse ja valguse kiiruse tõttu saab nüüd vaadelda ainult neid universumi piirkondi, mis asuvad vaatlushorisondist võrdsel või väiksemal kaugusel.

Tundus ebatõenäoline, et Universumi sünni esimestel millisekunditel aset leidnud sündmuste kaja võiks meieni jõuda. See osutus siiski võimalikuks.

Kosmoloogia, universumi struktuur, meie maailma minevik, olevik ja tulevik – need küsimused on inimkonna parimaid meeli alati hõivanud. Kosmoloogia ja laiemalt teaduse arenguks on Universumi kui ühtse terviku mõistmine äärmiselt oluline. Erilist rolli mängivad abstraktsete konstruktsioonide eksperimentaalne kontrollimine, nende vaatlusandmete kinnitamine, uurimistulemuste mõistmine ja võrdlemine ning teatud teooriate adekvaatne hindamine. Nüüd oleme selle tee keskel, mis viib Einsteini võrrandite lahendamisest universumi sünni ja elu saladuste mõistmiseni.

Järgmise sammu sellel teel astus kaootilise inflatsiooni teooria looja, Moskva Riikliku Ülikooli lõpetanud, praegu Stanfordi Ülikooli professor Andrei Dmitrijevitš Linde, kes andis olulise panuse inflatsiooni algfaasi mõistmisse. Universumi areng. Aastaid töötas ta ühes juhtivas Venemaa akadeemilises instituudis - nime kandvas füüsilises instituudis. Lebedevi Teaduste Akadeemia (FIAN) uuris koos professor David Abramovitš Kiržnitsiga kaasaegsete elementaarosakeste teooriate tagajärgi.

1972. aastal jõudsid Kiržnitz ja Linde järeldusele, et varajases universumis toimusid omapärased faasisiirded, mil erinevused eri tüüpi interaktsioonide vahel järsku kadusid: tugev ja elektrinõrk vastastikmõju ühinesid üheks jõuks. (Nõrkade ja elektromagnetiliste vastastikmõjude ühtne teooria, mille teostavad kvargid ja leptonid massitu footonite (elektromagnetiline interaktsioon) ja raskete vahepealsete vektorbosonite (nõrk interaktsioon) vahetuse kaudu, lõid 1960. aastate lõpus Steven Weinberg, Sheldon Glashow ja Abdus. Salam.) Edaspidi keskendus Linde protsesside uurimisele universumi veelgi varasemates arenguetappides, esimese 10–30 s pärast sündi. Varem tundus ebatõenäoline, et Universumi sünni esimestel millisekunditel aset leidnud sündmuste kajad meieni jõuavad. Viimastel aastatel on aga kaasaegsed astronoomiliste vaatlusmeetodid võimaldanud piiluda kaugesse minevikku.

Kosmoloogia probleemid

Arvestades Suure Paugu teooriat, on teadlased kokku puutunud probleemidega, mida varem peeti metafüüsilisteks. Siiski tekkis alati küsimusi, mis nõudsid vastuseid.

Mis siis juhtus, kui midagi polnud? Kui universum sündis singulaarsusest, siis seda kunagi ei eksisteerinud. Landau ja Lifshitzi teoses "Teoreetiline füüsika" öeldakse, et Einsteini võrrandite lahendamist ei saa jätkata negatiivse aja piirkonda ja seetõttu on üldise relatiivsusteooria raames püstitatud küsimus "Mis juhtus enne universum?" pole mõtet. See küsimus puudutab aga jätkuvalt meid kõiki.

Kas paralleelsed sirged lõikuvad? Koolis öeldi meile ei. Kui aga rääkida kosmoloogiast, pole vastus nii ühemõtteline. Näiteks suletud universumis, nagu sfääri pinnal, ristuvad ekvaatoril paralleelsed jooned põhja- ja lõunapoolusel. Kas Eukleidesel on siis õigus? Miks tundub universum tasane? Kas ta oli selline algusest peale? Nendele küsimustele vastamiseks on vaja kindlaks teha, milline oli Universum oma varaseimal arenguetapil.

Miks on universum homogeenne? Tegelikult pole see tõsi. Seal on galaktikad, tähed ja muud ebakorrapärasused. Kui vaadata seda osa Universumist, mis jääb tänapäevaste teleskoopide nähtavusse ja analüüsida aine keskmist jaotustihedust kosmilisel skaalal, siis selgub, et see on igas suunas ühesugune täpsusega 10–5. Miks on universum homogeenne? Miks kehtivad Universumi erinevates osades samad füüsikaseadused? Miks on universum nii suur? Kust tuli selle loomiseks vajalik energia?

Alati tekkisid kahtlused ja mida rohkem teadlased said teada meie maailma struktuurist ja ajaloost, seda rohkem küsimusi jäi vastuseta. Inimesed püüdsid aga neile mitte mõelda, tajudes suurt homogeenset Universumit ja mittelõikuvaid paralleeljooni kui etteantud, mis ei kuulu arutlusele. Viimane piisk karikasse, mis sundis füüsikuid oma suhtumist varajase Universumi teooriasse ümber vaatama, oli jäänuste monopoolide probleem.

Magnetmonopoolide olemasolu pakkus 1931. aastal välja inglise teoreetiline füüsik Paul Dirac. Kui sellised osakesed on tõesti olemas, siis peab nende magnetlaeng olema mingi etteantud väärtuse kordne, mille omakorda määrab elektrilaengu põhiväärtus. See teema oli peaaegu pooleks sajandiks praktiliselt unustatud, kuid 1975. aastal tehti sensatsiooniline väide, et kosmilistes kiirtes on avastatud magnetiline monopool. Teave ei leidnud kinnitust, kuid sõnum äratas uuesti huvi probleemi vastu ja aitas kaasa uue kontseptsiooni väljatöötamisele.

Vastavalt 70ndatel tekkinud uuele elementaarosakeste teooriaklassile võisid monopoolid tekkida varases universumis Kirzhnitzi ja Linde ennustatud faasisiirete tulemusena. Iga monopoli mass on miljon miljardit korda suurem prootoni massist. Aastatel 1978–1979 Zeldovitš, Khlopov ja Preskill avastasid, et selliseid monopooluseid sündis päris palju, nii et nüüd oleks iga prootoni jaoks monopool, mis tähendab, et Universum oleks väga raske ja peaks oma raskuse all kiiresti kokku kukkuma. Asjaolu, et me ikka veel eksisteerime, lükkab selle võimaluse ümber.

Varasema universumi teooria uuesti läbivaatamine

Enamikule nendest küsimustest saadi vastus alles pärast inflatsiooniteooria esilekerkimist.

Inflatsiooniteoorial on pikk ajalugu. Esimese seda tüüpi teooria pakkus välja 1979. aastal Venemaa Teaduste Akadeemia korrespondentliige Aleksei Aleksandrovitš Starobinski. Tema teooria oli üsna keeruline. Erinevalt järgnevast tööst ei püütud selles selgitada, miks universum on suur, lame, homogeenne ja isotroopne. Sellel oli aga palju olulisi inflatsioonikosmoloogia tunnuseid.

1980. aastal töötas MITi töötaja Alan Goose ( Alan Guth) kirjeldas artiklis “Täispuhutav universum: võimalik lahendus horisondi ja tasasuse probleemile” huvitavat paisuva universumi stsenaariumi. Selle peamine erinevus traditsioonilisest Suure Paugu teooriast seisnes universumi sünni kirjelduses ajavahemikus 10–35 kuni 10–32 s. Hus väitis, et sel ajal oli Universum niinimetatud "vale" vaakumi seisundis, kus selle energiatihedus oli äärmiselt kõrge. Seetõttu toimus laienemine kiiremini kui Suure Paugu teooria kohaselt. Seda eksponentsiaalselt kiire paisumise etappi nimetati universumi inflatsiooniks (puhumiseks). Seejärel lagunes valevaakum ja selle energia muutus tavalise aine energiaks.

Hussi teooria põhines Kirzhnitzi ja Linde välja töötatud faasisiirete teoorial varases universumis. Erinevalt Starobinskyst asus Hus ühe lihtsa printsiibi abil selgitama, miks universum on suur, tasane, homogeenne, isotroopne ja miks pole monopoole. Inflatsioonietapp võib need probleemid lahendada.

Kahjuks osutus universum pärast Hussi mudeli valevaakumi kokkuvarisemist kas väga ebahomogeenseks või tühjaks. Fakt on see, et valevaakumi lagunemine, nagu veekeetja keev vesi, toimus uue faasi mullide moodustumise tõttu. Selleks, et sel juhul vabanev energia muutuks universumi soojusenergiaks, oli vaja põrkuda tohutute mullide seintega ja see tooks kaasa universumi homogeensuse ja isotroopsuse rikkumise pärast inflatsiooni, mis on vastuolus ülesanne.

Kuigi Hussi mudel ei töötanud, stimuleeris see paisuva universumi uute stsenaariumide väljatöötamist.

Uus inflatsiooniteooria

1981. aasta keskel pakkus Linde välja paisuva universumi uue stsenaariumi esimese versiooni, mis põhines Grand Unified mudeli faasisiirete üksikasjalikumal analüüsil. Ta jõudis järeldusele, et mõne teooria kohaselt ei lõpe eksponentsiaalne paisumine kohe pärast mullide teket, seega võib inflatsioon tekkida mitte ainult enne faasisiiret koos mullide moodustumisega, vaid ka pärast, juba nende sees. Selle stsenaariumi kohaselt peetakse universumi vaadeldavat osa ühes mulli sees.

Uues stsenaariumis näitas Linde, et inflatsioonijärgne kuumenemine toimub osakeste tekke tõttu skalaarvälja võnkumiste käigus (vt allpool). Nii muutusid ebahomogeensust tekitavate mullide seinte kokkupõrked ebavajalikuks ja seega lahendati Universumi suuremahulise homogeensuse ja isotroopsuse probleem.

Uus stsenaarium sisaldas kahte põhipunkti: esiteks peavad mullide sees oleva füüsikalise oleku omadused aeglaselt muutuma, et võimaldada mulli sees inflatsiooni; teiseks peavad hilisemates staadiumides toimuma protsessid, mis tagavad Universumi kuumenemise pärast faasisiiret. Aasta hiljem vaatas teadlane oma uues inflatsiooniteoorias välja pakutud lähenemisviisi üle ja jõudis järeldusele, et faasisiirdeid pole üldse vaja, aga ka ülejahutust ja valevaakumit, millega Alan Goose alustas. See oli emotsionaalne šokk, sest tuli loobuda tõeks peetud ideedest kuuma Universumi, faasisiirete ja ülejahutuse kohta. Probleemi lahendamiseks oli vaja leida uus viis. Seejärel esitati kaootilise inflatsiooni teooria.

Kaootiline inflatsioon

Linde kaootilise inflatsiooni teooria idee on väga lihtne, kuid selle selgitamiseks peame kasutusele võtma skalaarvälja mõiste. On suunatud väljad – elektromagnetilised, elektrilised, magnetilised, gravitatsioonilised, aga võib olla veel vähemalt üks – skalaar, mis pole kuhugi suunatud, vaid on lihtsalt koordinaatide funktsioon.

Skalaarvälja lähim (kuigi mitte täpne) analoog on elektrostaatiline potentsiaal. USA-s on elektrivõrkudes pinge 110 V ja Venemaal - 220 V. Kui inimene hoiaks ühe käega kinni Ameerika ja teise käega Vene traadist, siis potentsiaalide erinevus tappis. Kui pinge oleks igal pool sama, poleks potentsiaalide erinevust ja voolu ei voolaks. Nii et konstantses skalaarväljas pole potentsiaalide erinevust. Seetõttu ei saa me näha konstantset skalaarvälja: see näeb välja nagu vaakum, millel võib mõnel juhul olla kõrge energiatihedus.

Arvatakse, et ilma seda tüüpi väljadeta on väga raske luua realistlikku elementaarosakeste teooriat. Viimastel aastatel on avastatud peaaegu kõik osakesed, mida elektronõrga interaktsiooni teooria ennustab, välja arvatud skalaarsed. Selliste osakeste otsimine on praegu Šveitsis CERNis ehitatava tohutu kiirendi üks peamisi eesmärke.

Skalaarväli esines peaaegu kõigis inflatsioonistsenaariumides. Gus soovitas kasutada potentsiaali mitme sügava madalseisuga. Linde uus inflatsiooniteooria nõudis peaaegu tasase tipuga potentsiaali, kuid hiljem, kaootilise inflatsioonistsenaariumi korral, selgus, et lihtsalt tavalise parabooli võtmine toimib.

Vaatleme lihtsaimat skalaarvälja, mille potentsiaalne energiatihedus on võrdeline selle suuruse ruuduga, nii nagu pendli energia on võrdeline selle tasakaaluasendist kõrvalekaldumise ruuduga:

Väike väli ei tea universumist midagi ja kõigub oma miinimumi lähedal. Kui aga väli on piisavalt suur, veereb see alla väga aeglaselt, kiirendades tänu oma energiale Universumit. Universumi (ja mitte osakeste) kiirus omakorda aeglustab skalaarvälja langemist.

Seega toob suur skalaarväli kaasa universumi suure paisumiskiiruse. Universumi suur paisumiskiirus takistab välja lagunemist ja seeläbi potentsiaalse energiatiheduse vähenemist. Ja suur energiatihedus jätkab Universumi kiirendamist üha kasvava kiirusega. See isemajandav režiim viib inflatsioonini, universumi eksponentsiaalselt kiire inflatsioonini.

Selle hämmastava efekti selgitamiseks on vaja ühiselt lahendada Einsteini võrrand universumi mastaabiteguri jaoks:

ja skalaarvälja liikumisvõrrand:

Siin on H nn Hubble'i konstant, mis on võrdeline massiga m skalaarvälja energiatihedusega (see konstant sõltub tegelikult ajast); G on gravitatsioonikonstant.

Teadlased on juba uurinud, kuidas skalaarväli musta augu läheduses ja universumi kokkuvarisemise ajal käitub. Kuid millegipärast ei leitud eksponentsiaalset laiendusrežiimi. Tuli vaid kirjutada skalaarvälja täielik võrrand, mis standardvariandis (st ilma universumi paisumist arvesse võtmata) nägi välja nagu pendli võrrand:

Kuid sekkus mõni lisatermin - hõõrdejõud, mis oli seotud geomeetriaga; Keegi ei võtnud seda alguses arvesse. See on Hubble'i konstandi ja välja kiiruse korrutis:

Kui Hubble'i konstant oli suur, oli ka hõõrdumine suur ja skalaarväli vähenes väga aeglaselt. Seetõttu jäi Hubble'i konstant, mis on skalaarvälja funktsioon, pikka aega peaaegu muutumatuks. Einsteini võrrandi lahendus aeglaselt muutuva Hubble'i konstandiga kirjeldab eksponentsiaalselt kiiresti paisuvat universumit.

Seda universumi eksponentsiaalselt kiire paisumise etappi nimetatakse inflatsiooniks.

Mille poolest see režiim erineb tavalisest ainega täidetud Universumi paisumisest? Oletame, et tolmuga täidetud universum paisus 2 korda. Seejärel suurenes selle maht 8 korda. See tähendab, et 1 cm3 kohta on 8 korda vähem tolmu. Kui lahendada sellise universumi jaoks Einsteini võrrand, siis selgub, et pärast Suurt Pauku langes aine tihedus kiiresti ja universumi paisumiskiirus vähenes kiiresti.

Sama juhtuks skalaarväljaga. Aga kuigi põld jäi väga suureks, hoidis see end nagu parun Münchausen patsi abil rabast välja tõmbamas. See oli võimalik tänu hõõrdejõule, mis oli suurtel välja väärtustel märkimisväärne. Uut tüüpi teooriate kohaselt laienes universum kiiresti, kuid väli jäi peaaegu muutumatuks; Vastavalt sellele energiatihedus ei muutunud. See tähendab, et laienemine oli eksponentsiaalne.

Järk-järgult vähenes väli, vähenes ka Hubble'i konstant, hõõrdumine muutus väikeseks ja väli hakkas võnkuma, tekitades elementaarosakesi. Need osakesed põrkasid kokku, vahetasid energiat ja jõudsid järk-järgult termodünaamilise tasakaalu olekusse. Selle tulemusena muutus universum kuumaks.

Varem usuti, et universum oli algusest peale kuum. Sellele järeldusele jõuti mikrolainekiirguse uurimisel, mida tõlgendati Suure Paugu ja sellele järgnenud jahutamise tagajärjena. Siis hakati arvama, et algul oli Universum kuum, siis tekkis inflatsioon ja pärast seda läks universum uuesti kuumaks. Kaootilise inflatsiooni teoorias osutus esimene kuum etapp aga tarbetuks. Aga miks oli meil vaja inflatsioonifaasi, kui selle etapi lõpus muutus universum ikkagi kuumaks, nagu vanas Suure Paugu teoorias?

Eksponentsiaalne laienemine

Universumil on kolm lihtsaimat mudelit: tasane, avatud ja suletud. Lame universum on nagu tasase laua pind; paralleelsed jooned sellises universumis jäävad alati paralleelseks. Avatud universum sarnaneb hüperboloidi pinnaga ja suletud universum on sarnane sfääri pinnaga. Sellises universumis ristuvad paralleelsed jooned selle põhja- ja lõunapoolusel.

Oletame, et elame suletud universumis, mis alguses oli väike nagu pall. Suure Paugu teooria kohaselt kasvas see paraja suurusega, kuid jäi siiski suhteliselt väikeseks. Ja vastavalt inflatsiooniteooriale muutus tilluke pall väga lühikese ajaga eksponentsiaalse plahvatuse tagajärjel hiigelsuureks. Sellel seistes näeks vaatleja tasast pinda.

Kujutagem ette Himaalajat, kus on palju erinevaid rihve, lõhesid, kuristikke, lohke, rändrahne ehk heterogeensust. Kuid järsku suurendas keegi või miski täiesti uskumatul moel mägesid hiiglaslike mõõtmeteni või kahanesime, nagu Alice Imedemaal. Siis, olles Everesti tipus, näeme, et see on täiesti tasane - see on justkui venitatud ja heterogeensustel ei ole enam mingit tähendust. Mäed jäävad alles, aga selleks, et kasvõi üks meeter tõusta, on vaja minna uskumatult kaugele. Sel viisil saab lahendada homogeensuse probleemi. See seletab ka seda, miks Universum on tasane, miks paralleelsed sirged ei ristu ja miks monopoolused ei eksisteeri. Paralleelsed jooned võivad ristuda ja monopoolused võivad eksisteerida, kuid ainult nii kaugel meist, et me ei näe seda.

Galaktikate tekkimine

Väike Universum muutus kolossaalseks ja kõik muutus homogeenseks. Aga kuidas on lood galaktikatega? Selgus, et Universumi eksponentsiaalse paisumise käigus venisid väikesed kvantkõikumised, mis on kvantmehaanilise määramatuse printsiibi tõttu alati olemas, isegi tühjas ruumis, kolossaalsete mõõtmeteni ja muutusid galaktikateks. Inflatsiooniteooria kohaselt tekivad galaktikad kvantkõikumiste võimendamise, st võimendatud ja külmutatud kvantmüra tulemusena.

Sellele hämmastavale võimalusele juhtisid esmakordselt tähelepanu FIANi töötajad Vjatšeslav Fedorovitš Mukhanov ja Gennadi Vassiljevitš Tšibisov oma töös, mis põhines Starobinski 1979. aastal pakutud mudelil. Varsti pärast seda avastati sarnane mehhanism uues inflatsioonistsenaariumis ja kaootilise inflatsiooni teoorias.

Täpiline taevas

Kvantide kõikumised ei põhjustanud mitte ainult galaktikate sündi, vaid ka universumi kaugetest piirkondadest meieni saabuva kosmilise mikrolaine taustkiirguse anisotroopia teket temperatuuriga ligikaudu 2,7 K.

Kaasaegsed Maa tehissatelliidid aitavad teadlastel uurida kosmilist mikrolaine taustkiirgust. Kõige väärtuslikumad andmed saadi WMAP kosmosesondi ( Wilkinsoni mikrolaineanisotroopia sond), sai nime astrofüüsik David Wilkinsoni järgi ( David Wilkinson). Selle seadmete eraldusvõime on 30 korda suurem kui eelkäijal COBE kosmoselaeval.

Varem arvati, et taeva temperatuur on kõikjal 2,7 K, kuid WMAP suutis seda mõõta 10 –5 K täpsusega kõrge nurklahutusvõimega. Esimese 3 vaatlusaasta jooksul saadud andmete kohaselt osutus taevas heterogeenseks: kuskil kuum ja kuskil külmem. Inflatsiooniteooria lihtsamad mudelid ennustasid taevas lainetust. Kuid seni, kuni teleskoobid selle täpilisuse tuvastasid, täheldati vaid kolmekraadist kiirgust, mis oli kuuma universumi teooria võimsaim kinnitus. Nüüd on selgunud, et kuuma Universumi teooriast ei piisa.

Oli võimalik saada fotosid täispuhutud kvantkõikumistest, mis tekkisid 10–30 s pärast universumi sündi ja on säilinud tänapäevani. Teadlased mitte ainult ei avastanud taeva täpilisust, vaid uurisid ka täppide spektrit ehk signaali intensiivsust erinevates nurksuundades.

WMAP-i abil tehtud kiirguse polarisatsiooni ülitäpse mõõtmise tulemused kinnitasid Universumi paisumise teooriat ja võimaldasid kindlaks teha, millal toimus esimeste tähtede põhjustatud galaktikatevahelise gaasi ionisatsioon. Satelliidilt saadud teave kinnitas inflatsiooniteooria seisukohta, et me elame suures lamedas Universumis.

Joonisel näitab punane joon inflatsiooniteooria ennustust ja mustad täpid vastavad WMAP katseandmetele. Kui universum poleks tasane, oleks graafiku tipp paremal või vasakul.

Igavene ja lõputu

Vaatame uuesti joonist, mis näitab skalaarvälja kõige lihtsamat potentsiaali (vt eespool). Piirkonnas, kus skalaarväli on väike, see võngub ja Universum ei paisu eksponentsiaalselt. Piirkonnas, kus väli on piisavalt suur, väheneb see aeglaselt ja sellel ilmnevad väikesed kõikumised. Sel ajal toimub eksponentsiaalne laienemine ja inflatsiooniprotsess. Kui skalaarväli oleks veelgi suurem (graafikul märgitud sinisega), siis tohutu hõõrdumise tõttu see vaevalt väheneks, kvantkõikumised oleksid tohutud ja Universum võib muutuda fraktaalseks.

Kujutagem ette, et Universum paisub kiiresti ja mõnes kohas hüppab skalaarväli selle asemel, et veereda minimaalse energia poole kvantkõikumiste mõjul (vt eespool). Kohas, kus väli hüppas, paisub Universum eksponentsiaalselt kiiremini. Tõenäoliselt ei hüppa madal väli, kuid mida kõrgem see on, seda suurem on sündmuste sellise arengu tõenäosus ja seega ka uue ala eksponentsiaalselt suurem maht. Kõigil neil tasastel aladel võib väli ka üles hüpata, mis viib uute eksponentsiaalselt kasvavate universumi osade tekkeni. Selle tulemusena muutub meie maailm selle asemel, et olla nagu üks tohutu kasvav pall, nagu pidevalt kasvav puu, mis koosneb paljudest sellistest pallidest.

Inflatsiooniteooria annab meile ainsa praegu teadaoleva seletuse Universumi vaadeldava osa homogeensusele. Paradoksaalsel kombel ennustab sama teooria, et meie universum on äärmiselt suurel skaalal absoluutselt ebahomogeenne ja näeb välja nagu tohutu fraktal.

Joonisel on skemaatiliselt näha, kuidas Universumi ühest paisumispiirkonnast tekivad üha uued ja uued selle osad. Selles mõttes muutub see igaveseks ja taastuvaks.

Ajaruumi omadused ja elementaarosakeste vastastikmõju seadused Universumi erinevates piirkondades võivad olla erinevad, samuti ruumi mõõtmed ja vaakumi tüübid.

See asjaolu väärib üksikasjalikumat selgitust. Kõige lihtsama ühe potentsiaalse energia miinimumiga teooria kohaselt veereb skalaarväli selle miinimumini. Kuid realistlikumad versioonid võimaldavad mitut erineva füüsikaga miinimumi, mis meenutab vett, mis võib esineda erinevates olekutes: vedel, gaasiline ja tahke. Universumi erinevad osad võivad olla ka erinevates faasiseisundites; see on inflatsiooniteoorias võimalik ka ilma kvantkõikumisi arvesse võtmata.

Järgmine samm, mis põhineb kvantkõikumiste uurimisel, on iseterveneva universumi teooria. See teooria võtab arvesse paisuvate piirkondade pideva taasloomise protsessi ja kvanthüppeid ühest vaakumolekust teise, loetledes erinevaid võimalusi ja mõõtmeid.

Nii muutub Universum igaveseks, lõpmatuks ja mitmekesiseks. Kogu universum ei kuku kunagi kokku. See aga ei tähenda, et singulaarsusi poleks. Vastupidi, märkimisväärne osa universumi füüsilisest mahust on alati ainsuse lähedases olekus. Aga kuna seda läbivad eri aegadel erinevad mahud, siis pole olemas ühtset aegruumi lõppu, mille järel kõik alad kaovad. Ja siis saab küsimus maailmade paljususest ajas ja ruumis hoopis teise tähenduse: Universum suudab end lõputult taastoota kõigis oma võimalikes olekus.

See Linde 1986. aasta tööl põhinev väide sai uue tähenduse mitu aastat tagasi, kui stringiteoreetikud (kõigi fundamentaalsete interaktsioonide teooria juhtiv kandidaat) jõudsid järeldusele, et selles teoorias on võimalikud 10 100–10 1000 erinevat. vaakumseisundid. Need seisundid erinevad maailma võimaliku struktuuri erakordse mitmekesisuse tõttu ülilühikestel vahemaadel.

Koos iseparaneva inflatsioonilise Universumi teooriaga tähendab see, et inflatsiooni käigus laguneb Universum lõpmatuks arvuks osadeks, millel on uskumatult palju erinevaid omadusi. Kosmoloogid nimetavad seda stsenaariumi igavese inflatsioonilise multiversumi teooriaks ( multiversum) ja stringiteoreetikud nimetavad seda stringimaastikuks.

25 aastat tagasi nägi inflatsiooniline kosmoloogia välja nagu midagi füüsikateooria ja ulme vahepealset. Aja jooksul on paljud selle teooria ennustused kontrollitud ja see on järk-järgult omandanud standardse kosmoloogilise paradigma tunnused. Kuid on liiga vara rahuneda. See teooria areneb ja muutub kiiresti ka tänapäeval. Peamine probleem on inflatsioonilise kosmoloogia mudelite väljatöötamine, mis põhinevad elementaarosakeste teooria ja stringiteooria realistlikel versioonidel. See probleem võib olla eraldi aruande teema.

Mis juhtuks, kui kauges minevikus oleks universumi ruum valevaakumis? Kui aine tihedus sellel ajastul oleks väiksem kui universumi tasakaalustamiseks vajalik, siis domineeriks tõrjuv gravitatsioon. See põhjustaks universumi paisumise, isegi kui see poleks alguses paisunud.

Oma ideede täpsemaks muutmiseks eeldame, et universum on suletud. Siis täitub see nagu õhupall. Universumi ruumala kasvades aine harveneb ja selle tihedus väheneb. Vale vaakumi massitihedus on aga fikseeritud konstant; see jääb alati samaks. Nii et väga kiiresti muutub aine tihedus tühiseks, meile jääb homogeenne paisuv valevaakumi meri.

Laienemise põhjustab valevaakumi pinge, mis ületab selle massi tihedusega seotud külgetõmbejõudu. Kuna ükski neist suurustest aja jooksul ei muutu, jääb paisumise kiirus täpselt konstantseks. Seda kiirust iseloomustab proportsioon, mille võrra Universum paisub ajaühiku (näiteks ühe sekundi) kohta. Tähenduses on see väärtus väga sarnane majanduse inflatsioonimääraga - protsendimääraga hinnatõus aastas. 1980. aastal, kui Guth õpetas Harvardis seminari, oli USA inflatsioonimäär 14%. Kui see väärtus püsiks muutumatuna, kahekordistuksid hinnad iga 5,3 aasta järel. Samamoodi tähendab universumi konstantne paisumiskiirus, et on olemas kindel ajavahemik, mille jooksul universumi suurus kahekordistub.
Kasvu, mida iseloomustab pidev kahekordistumise aeg, nimetatakse eksponentsiaalseks kasvuks. Teadaolevalt viib see väga kiiresti hiiglaslike arvudeni. Kui täna maksab tükk pitsat 1 dollari, siis pärast 10 kahekordistamistsüklit (meie näites 53 aastat) on selle hind $10^(24)$ dollarit ja pärast 330 tsüklit 10^(100)$ dollarini. Sellel kolossaalsel arvul, ühele järgneb 100 nulli, on eriline nimi - googol. Guth tegi ettepaneku kasutada kosmoloogias terminit inflatsioon, et kirjeldada universumi eksponentsiaalset paisumist.

Vale vaakumiga täidetud universumi kahekordistumisaeg on uskumatult lühike. Ja mida suurem on vaakumi energia, seda lühem see on. Elektronõrga vaakumi korral paisub universum googoli korda ühe kolmekümnendiku mikrosekundi jooksul ja Grand Unified vaakumi olemasolul toimub see $10^(26)$ korda kiiremini. Nii lühikese sekundi murdosa jooksul paisub aatomi suurune piirkond palju suuremaks kui kogu tänapäeval vaadeldav universum.

Kuna valevaakum on ebastabiilne, laguneb see lõpuks laiali ja selle energia süttib osakestest koosneva tulekera. See sündmus tähistab inflatsiooni lõppu ja normaalse kosmoloogilise evolutsiooni algust. Seega saame pisikesest algembrüost tohutu suurusega kuuma, paisuva universumi. Ja lisaboonusena kõrvaldab see stsenaarium imekombel Suure Paugu kosmoloogiale omased horisondi ja lameda geomeetria probleemid.

Horisondiprobleemi olemus seisneb selles, et vaadeldava universumi mõne osa vahelised kaugused on sellised, et need on ilmselt alati olnud suuremad kui valguse läbitud vahemaa alates Suurest Paugust. See eeldab, et nad pole kunagi üksteisega suhelnud, ja siis on raske seletada, kuidas nad saavutasid peaaegu täpse temperatuuride ja tiheduste võrdsuse. Standardse Suure Paugu teooria kohaselt suureneb valguse läbitav vahemaa proportsionaalselt universumi vanusega, samas kui piirkondadevaheline kaugus suureneb aeglasemalt, kuna gravitatsioon aeglustab kosmilist paisumist. Piirkonnad, mis ei saa täna suhelda, saavad tulevikus üksteist mõjutada, kui valgus lõpuks katab neid eraldava vahemaa. Kuid varem muutus valguse läbitud vahemaa veelgi lühemaks, kui see peaks olema, nii et kui piirkonnad ei saa tänapäeval suhelda, ei saanud nad seda kindlasti varem teha. Probleemi juur peitub seega gravitatsiooni atraktiivses olemuses, mis põhjustab paisumise järk-järgulist aeglustumist.

Universumis, kus on vale vaakum, on gravitatsioon aga eemaletõukav ning paisumise pidurdamise asemel hoopis kiirendab. Sel juhul on olukord vastupidine: piirkonnad, mis võivad valgussignaale vahetada, kaotavad selle võime tulevikus. Ja mis veelgi olulisem, need valdkonnad, mis on tänapäeval üksteisele kättesaamatud, peavad olema minevikus suhelnud. Horisondi probleem kaob!
Lameda ruumi probleem lahendatakse sama lihtsalt. Selgub, et Universum eemaldub oma kriitilisest tihedusest ainult siis, kui selle paisumine aeglustub. Kiirendatud inflatsioonilise paisumise korral on vastupidi: Universum läheneb kriitilisele tihedusele, mis tähendab, et see muutub lamedamaks. Kuna inflatsioon avardab universumit tohutult, näeme sellest vaid pisikest osa. See vaadeldav piirkond näib tasane, sarnane meie Maaga, mis tundub samuti tasane, kui vaadata pinna lähedalt.

Niisiis muudab lühike inflatsiooniperiood universumi suureks, kuumaks, homogeenseks ja lamedaks, luues just sellised algtingimused, mida on vaja tavalise Suure Paugu kosmoloogia jaoks.
Inflatsiooniteooria hakkas maailma vallutama. Mis puutub Guthi endasse, siis tema ametiaeg järeldoktorina on läbi. Ta võttis vastu pakkumise oma alma mater'ilt, Massachusettsi Tehnoloogiainstituudist, kus ta töötab täna.

Katkend A. Vilenkini raamatust “Paljud maailmad ühes: Teiste universumite otsing”

Universumi inflatsioonimudel(ladina keeles inflatio "puhitus") - hüpotees universumi füüsikalise oleku ja paisumise seaduse kohta Suure Paugu varases staadiumis (temperatuuril üle 10 28), mis viitab kiirendatud paisumise perioodile võrreldes universumi standardmudeliga. kuum universum.

Teooria esimese versiooni pakkus välja 1981. aastal Alan Guth, kuid olulise panuse selle loomisse andsid Nõukogude Liidu ja endised Nõukogude Liidu astrofüüsikud Aleksei Starobinski, Andrei Linde, Vjatšeslav Mukhanov ja mitmed teised.

Kuuma universumi mudeli puudused

Kus ρ (\displaystyle \rho )- Universumi keskmine tihedus.

Selle mudeli puuduseks on ülikõrged nõuded algoleku homogeensusele ja isotroopsusele, millest kõrvalekaldumine toob kaasa mitmeid probleeme.

Universumi suuremahulise homogeensuse ja isotroopia probleem

Universumi vaadeldava piirkonna suurus l 0 (\displaystyle l_(0)) on Hubble'i kaugusega samas suurusjärgus r H = c / H 0 ≈ 10 28 (\kuvastiil r_(H)=c/H_(0)\umbes 10^(28)) cm (kus H- Hubble'i konstant), see tähendab, et valguse piiratud kiiruse ja universumi piiratud vanuse tõttu on võimalik jälgida ainult piirkondi (ja neis asuvaid objekte ja osakesi), mis on praegu üksteisest kaugel. l ≤ l 0 (\displaystyle l\leq l_(0)). Kuid Suure Paugu Plancki ajastul oli nende osakeste vaheline kaugus:

ja põhjuslikult seotud ala (horisondi) suurus määrati kauguse järgi:

(Planeeri aeg ( t P l a n c k ≈ 10–43 (\displaystyle t_(\mathrm (Planck) )\umbes 10^(-43)) sek), see tähendab mahus l ' (\displaystyle l") sisaldas ~10 90 sellist Plancki piirkonda, mille vahel põhjuslik seos (koostoime) puudus. Algtingimuste identsus nii paljudes põhjuslikult mitteseotud piirkondades tundub äärmiselt ebatõenäoline. Lisaks ei kao ka Suure Paugu hilisematel ajajärkudel algtingimuste identiteedi probleem põhjuslikult mitteseotud piirkondades: näiteks rekombinatsiooni ajastul saabuvad kosmilise mikrolaine taustkiirguse praegu vaadeldud footonid. meile lähisuundadest (erinevad nurksekundite kaupa), oleksid pidanud suhtlema ürgse plasma piirkondadega, mille vahel ei olnud kuuma Universumi standardmudeli kohaselt kogu nende eksisteerimise aja jooksul veel tekkinud põhjuslikku seost. t P l a n c k . (\displaystyle t_(\mathrm (Planck) ).) Seega võib eeldada CMB olulist anisotroopiat, kuid vaatlused näitavad, et see on väga isotroopne (hälbed ei ületa ~ 10–4).

Lameda universumi probleem

Vaatlusandmetel Universumi keskmine tihedus ρ (\displaystyle \rho ) lähedane nn kriitiline tihedus, mille juures universumi ruumikõverus on null. Arvutatud andmete kohaselt on aga tiheduse hälve ρ (\displaystyle \rho ) kriitilisest tihedusest ρ c r i t (\displaystyle \rho _(\mathrm (kriit) )) peaks aja jooksul suurenema ja universumi vaadeldud ruumikõveruse selgitamiseks kuuma universumi standardmudeli raames on vaja postuleerida tiheduse hälve Plancki ajastul. ρ P l a n c k (\displaystyle \rho _(\mathrm (Planck) )) alates ρ c r i t (\displaystyle \rho _(\mathrm (kriit) )) mitte rohkem kui 10–60.

Universumi suuremahulise struktuuri probleem

Inflatsioonimudel eeldab laienemise võimsusseaduse asendamist R (t) ∼ t 1/2 (\displaystyle R(t)\sim t^(1/2)) eksponentsiaalseadusele:

Kus H (t) = (1 / R) d R / d t (\displaystyle H(t) = (1/R) dR/dt) on inflatsioonifaasi Hubble'i konstant, mis üldiselt sõltub ajast.

Hubble'i konstandi väärtus inflatsioonifaasis on 10 42 sek −1 > H> 10 36 sek −1 ehk ületab hiiglaslikult oma tänapäevase väärtuse. Sellist laienemisseadust saab esitada olekuvõrrandile vastavate füüsikaliste väljade olekutega (“inflatsiooniväli”). p = − ε (\displaystyle p=-\varepsilon ), see tähendab alarõhku; Seda etappi nimetatakse inflatsiooniliseks (