Modelul inflaționist al Universului

Modelul inflaționist al Universului ( lat. inflatio „umflare”) este o ipoteză despre starea fizică și legea expansiunii Universului în stadiul incipient al Big Bang (la temperaturi peste 10 28 K ), presupunând o perioadă de expansiune accelerată comparativ cu modelul standard al Universului fierbinte .

Prima versiune a teoriei a fost propusă în 1981 de Alan Gut , dar astrofizicienii sovietici Aleksey Starobinsky , Andrey Linde [1] [2] , Vyacheslav Mukhanov și alții și-au adus o contribuție esențială la crearea acesteia .

Dezavantajele modelului Hot Universe

Modelul Standard al Universului fierbinte presupune un grad foarte mare de omogenitate și izotropie a Universului. Pe intervalul de timp de la epoca Planck ( sec, g/cm³) până la epoca recombinării, comportamentul său este determinat de ecuația de stare apropiată de următoarea: $t_{{\mathrm {Planck}}}\aproximativ 10^{{-43}}$ $\rho _{{\mathrm {Planck}}}\aproximativ 10^{{93}}$

p=\varepsilon /3,

unde este presiunea și este densitatea energiei. Factorul de scară s-a modificat în intervalul de timp specificat conform legii și apoi, până în prezent, conform legii corespunzătoare ecuației de stare : $p$ $\varepsilon$ $R(t)$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$ $R(t)\sim t^{{2/3}}$

p\ll \varepsilon =\rho c^{2},

unde este densitatea medie a Universului . $\rho$

Dezavantajul acestui model este cerințele extrem de ridicate pentru omogenitatea și izotropia stării inițiale, abaterea de la care duce la o serie de probleme.

Problema omogenității și izotropiei la scară largă a Universului

Mărimea regiunii observabile a Universului coincide în ordinea mărimii cu distanța Hubble cm (unde H este constanta Hubble ), adică datorită caracterului finit al vitezei luminii și al caracterului finit al vârstei Universului, doar regiunile (și obiectele și particulele situate în ele) care sunt acum separate unele de altele pot fi observate la distanță . Cu toate acestea, în timpul erei Planck a Big Bang , distanța dintre aceste particule a fost: $l_{0}$ $r_{H}=c/H_{0}\aproximativ 10^{{28}}$ $l\leq l_{0}$

l'=l_{0}R(t_{{\mathrm {Planck}}})/R(t_{0})\aproximativ 10^{{-3}}

cm,

iar dimensiunea zonei (orizont) conectate cauzal a fost determinată de distanță:

l_{{\mathrm {Planck}}}=ct_{{\mathrm {Planck}}}\aproximativ 10^{{-33}}

cm,

(Timpul Planck ( sec), adică volumul conținut ~ 10 90 astfel de zone Planck, relația cauzală (interacțiunea) între care a fost absentă . Identitatea condițiilor inițiale într-un astfel de număr de zone neînrudite cauzal pare extrem de improbabilă. În În plus, în epocile ulterioare, problema Big Bang a identității condițiilor inițiale în zone neînrudite cauzal nu este înlăturată: de exemplu, în epoca recombinării, fotonii observați acum ai fondului cosmic cu microunde vin la noi din direcții apropiate (diferiți prin secunde de arc) ar fi trebuit să interacționeze cu regiunile plasmei primare , între care, conform modelului standard al Universului fierbinte , nu au avut timp să stabilească o relație cauzală pentru tot timpul existenței lor de la . Astfel, ne-ar fi așteptat la o semnificativă anizotropia radiației cosmice de fond cu microunde , totuși, observațiile arată că este foarte izotropă (abaterile nu depășesc ~10 -4 ). $t_{{\mathrm {Planck}}}\aproximativ 10^{{-43}}$ $eu$ $t_{\mathrm {Planck} }.$

Problema universului plat

Conform datelor observaționale, densitatea medie a Universului este apropiată de așa-numita. densitatea critică , la care curbura spațiului Universului este egală cu zero. Cu toate acestea, conform datelor calculate, abaterea densității de la densitatea critică ar trebui să crească cu timpul și, pentru a explica curbura spațială observată a Universului în cadrul modelului standard al Universului fierbinte , este necesar să se postuleze abaterea densității în epoca Planck de la cel mult 10 −60 . $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ $\rho _{\mathrm {Planck} }$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$

Problema structurii pe scară largă a universului

Distribuția pe scară largă a materiei în Univers este o ierarhie a „ Superclusters of galaxies - clusters of galaxies - galaxies ”. Cu toate acestea, pentru formarea unei astfel de structuri din fluctuații primare de densitate mică, sunt necesare o anumită amplitudine și formă a spectrului perturbațiilor primare. Acești parametri trebuie, de asemenea, postulați în cadrul modelului standard al Universului fierbinte .

Expansiunea inflaționistă în primele etape ale evoluției universului

Se presupune că în perioada de la 10 −42 sec la 10 −36 sec Universul se afla în stadiul inflaționist al dezvoltării sale. Principala caracteristică a acestei etape este presiunea negativă maximă puternică a materiei, ceea ce duce la o creștere exponențială a energiei cinetice a Universului și a dimensiunii sale cu multe ordine de mărime [3] . În perioada de inflație, dimensiunile liniare ale Universului au crescut de cel puțin 10 26 de ori, iar volumul acestuia a crescut de cel puțin 10 78 de ori.

Modelul inflaționist presupune înlocuirea legii puterii expansiunii cu o lege exponențială: $R(t)\sim t^{{1/2}}$

R(t)\sim e^{H(t)t},

unde este constanta Hubble a etapei inflaționiste, care depinde în general de timp. $H(t)=(1/R)dR/dt$

Valoarea constantei Hubble în stadiul de inflație este 10 42 sec −1 > H > 10 36 sec −1 , adică este gigantic mai mare decât valoarea sa modernă. O astfel de lege de expansiune poate fi furnizată de stările câmpurilor fizice (" câmp inflaton ") corespunzătoare ecuației de stare , adică presiune negativă; această etapă se numește inflaționist ( lat. inflație - inflație), deoarece în ciuda creșterii factorului de scară , densitatea de energie rămâne constantă. $p=-\varepsilon$ $R(t)$ $\varepsilon$

Legea conservării energiei nu este încălcată datorită faptului că energia gravitațională negativă în faza de expansiune inflaționistă rămâne întotdeauna exact egală cu energia pozitivă a materiei Universului, astfel încât energia totală a Universului rămâne egală cu zero [4] .

În cursul expansiunii ulterioare, energia câmpului care provoacă stadiul inflaționist al expansiunii este convertită în energia particulelor obișnuite [5] : majoritatea modelelor inflaționiste asociază o astfel de transformare cu ruperea de simetrie care duce la formarea barionilor . Materia și radiațiile dobândesc o temperatură ridicată, iar Universul intră într-un regim de expansiune dominat de radiații . $\varepsilon$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$

Rezolvarea problemelor modelului universului fierbinte în cadrul modelului inflaționist

Datorită ratelor extrem de mari de expansiune în stadiul inflaționist, se rezolvă problema uniformității și izotropiei pe scară largă a Universului: întregul volum observabil al Universului este rezultatul expansiunii unei singure regiuni conectate cauzal a pre. -era inflationista.
În stadiul inflaționist, raza de curbură spațială crește atât de mult încât valoarea actuală a densității se dovedește automat a fi foarte apropiată de cea critică , adică se rezolvă problema unui Univers plat. $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$
În cursul expansiunii inflaționiste, fluctuațiile de densitate ar trebui să apară cu o astfel de amplitudine și formă de spectru (așa-numitul spectru plat al perturbațiilor) încât, ca urmare, dezvoltarea ulterioară a fluctuațiilor în structura observabilă a Universului este posibilă , menținând în același timp . omogenitatea și izotropia pe scară largă, adică problema structurii pe scară largă a Universului este rezolvată.

Critica modelului inflaționist

Modelul inflației cosmice este destul de reușit, dar nu este necesar pentru luarea în considerare a cosmologiei. Ea are adversari, inclusiv Roger Penrose , precum și unul dintre dezvoltatorii ei și fostul susținător Paul Steinhardt . Argumentele adversarilor se rezumă la faptul că soluțiile oferite de modelul inflaționist nu fac decât să „măture gunoiul sub covor”. De exemplu, această teorie nu oferă nicio justificare fundamentală conform căreia perturbațiile de densitate în stadiul pre-inflaționist ar trebui să fie atât de mici încât să apară un grad observabil de omogenitate după inflație. Situația este similară cu curbura spațială: scade foarte mult în timpul inflației, dar nimic nu a împiedicat-o să fie atât de importantă înainte de inflație încât se manifestă încă în stadiul actual al dezvoltării Universului. Toate aceste dificultăți sunt numite „ probleme de valoare inițială ”. De asemenea, undele gravitaționale relicve prezise de teoria inflației și care servesc ca o sursă suplimentară de puncte calde și reci de radiații relicve nu au fost încă detectate [6] .

Undele gravitaționale CMB și polarizarea CMB

Din modelul inflaționist rezultă că trebuie să existe unde gravitaționale relicve (primare) de toate lungimile până la una uriașă - egală cu dimensiunea Universului în starea sa actuală. Problema existenței lor poate fi rezolvată fără ambiguitate prin caracteristicile polarizării radiației relicve. Dacă vor fi descoperite, modelul inflaționist va fi în sfârșit confirmat [7] :50 .

În 2014, s-au obținut dovezi indirecte ale modelului inflaționist - polarizarea radiației cosmice de fond cu microunde, care ar putea fi cauzată de undele gravitaționale primare [8] . Cu toate acestea, o analiză ulterioară (publicată pe 19 septembrie 2014) de către un alt grup de cercetători care utilizează date de la observatorul Planck a arătat că rezultatul poate fi atribuit în totalitate prafului galactic . .

Din 2019, nu au fost detectate unde gravitaționale relicve, iar modelul inflaționist rămâne o ipoteză bună [7] :50 .

Inflația în etapele târzii ale evoluției universului

Observațiile supernovelor de tip Ia , efectuate în 1998 în cadrul Proiectului de Cosmologie Supernova , au arătat că constanta Hubble se modifică în timp într-un asemenea mod (accelerarea expansiunii în timp), ceea ce dă motive să vorbim despre natura inflaționistă a expansiunii. a Universului în stadiul actual al evoluţiei sale. Factorul misterios care poate provoca acest comportament se numește energie întunecată . Expansiunea accelerată a Universului în stadiul actual a început acum 6-7 miliarde de ani. În prezent, Universul se extinde în așa fel încât distanțele din el se dublează în 10 miliarde de ani și în viitorul previzibil.[ clarifica ] acest ritm se va schimba putin [7] :48 .

Perspective științifice

Potrivit astrofizicianului american Lawrence Krauss , verificarea modelului inflaționist al Universului va deveni posibilă după măsurarea profilului (semnăturii) undelor gravitaționale inflaționiste , ceea ce va aduce în mod semnificativ cercetarea mai aproape de timpul Big Bang și va rezolva alte probleme stringente ale fizică teoretică și cosmologie [9] .

Vezi și

Note

↑ Modelul Universului inflaționist . Consultat la 7 iunie 2014. Arhivat din original la 15 iulie 2014. (nedefinit)
↑ Alexey Ponyatov Efecte cuantice la scara Universului Arhiva copie din 20 august 2016 la Wayback Machine // Science and Life . - 2013. - Nr. 7
↑ Sazhin, 2002 , p. 38.
↑ Hawking S. O scurtă istorie a timpului. - Sankt Petersburg, Amfora, 2001. - ISBN 5-94278-091-9 - p. 181-182
↑ Sazhin, 2002 , p. 39.
↑ Anna Iyas, Abraham Loeb, Paul Steinhard A existat inflație? // În lumea științei . - 2017. - Nr. 4. - P. 36 - 43. - URL: https://sciam.ru/articles/details/byla-li-inflyacziya Copie de arhivă din 23 aprilie 2017 pe Wayback Machine
↑ 1 2 3 Valeri Rubakov . Univers cunoscut și necunoscut // Știință și viață . - 2019. - Nr. 11 . - S. 46-50 . (Rusă)
↑ Elements Science News: Experimentul BICEP2 confirmă predicția cheie a teoriei inflației cosmice . Data accesului: 9 februarie 2015. Arhivat din original pe 22 martie 2015. (nedefinit)
↑ Krauss, 2018 , p. 399-397.

Literatură

Sazhin M. V. Cosmologie modernă în prezentare populară. — M. : Editorial URSS, 2002. — 240 p. — ISBN 5-354-00012-2 .
Lawrence Krauss . De ce existam. Cea mai grozavă poveste spusă vreodată = Krauss. Cea mai grozavă poveste spusă vreodată - Până acum: de ce suntem aici?. - M . : Alpina Non-fiction, 2018. - ISBN 978-5-91671-948-2 .

Link -uri

Etapa inflaționistă de expansiune a Universului . Data accesului: 23 ianuarie 2014. Arhivat din original la 16 august 2013. (nedefinit)
Postnov K.A. Prelegeri despre astrofizică generală pentru fizicieni
Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). „Modele de fizica a particulelor ale inflației și perturbației densității cosmologice”. Rapoarte de fizică . 314 (1-2): 1-146. arXiv : hep-ph/9807278 . Cod biblic : 1999PhR ...314....1L . DOI : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 .
Linde, Andrei (2006). „Inflația și cosmologia șirurilor”. Progresul suplimentului de fizică teoretică . 163 : 295-322. arXiv : hep-th/0503195 . Cod biblic : 2006PThPS.163..295L . DOI : 10.1143/PTPS.163.295 .

Dicționare și enciclopedii	Mare catalană Un norvegian grozav Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	J9U : 987007541760905171 LCCN : sh89007075

Cronologia Universului
Primele trei minute după Big Bang	Singularitatea cosmologică Era Planck Epoca Marii Uniri Epoca inflaționistă ( unde gravitaționale relicve ) bariogeneza Era electroslabă epoca cuarcilor Epoca hadronului Epoca Lepton ( fundal de neutrini relic ) Epoca fotonică
universul timpuriu	epoca protonilor Recombinare ( CMB ) Evul întunecat Reionizare Epoca Substanței
Viitorul Universului	Epoca Stelelor Epoca degenerării Era găurilor negre Epoca Întunericului Etern Mare decalaj Strângere mare Moartea de căldură a Universului

Clasificarea particulelor
Viteza raportată la viteza luminii	Tardioane ( sau bradioane) Luxoni Ipotetic: tahioni overbradions
Prin prezența structurii interne și a separabilității	Particulă elementară ( Particulă fundamentală ) particulă compusă
Fermiuni prin prezența unei antiparticule	fermioni de Dirac Fermions Maghiran
Formată în timpul dezintegrarii radioactive	α β γ δ ε n
Candidați pentru rolul particulelor de materie întunecată	WIMP Wimpzilla LSP NLSP
În modelul inflaţionist al universului	Inflaton curbare
Prin prezența unei sarcini electrice	particulă încărcată particulă neutră
În teoriile ruperii spontane de simetrie	bosonul Goldstone Goldstone fermion ( sau goldstino)
Pe timpul vieții	particule stabile Particule instabile
Alte clase	particulă virtuală particulă subatomică antiparticule Adevărate particule neutre Particule libere Particule identice Ei și Cvasiparticule Particule ipotetice Rezonanțe

Cosmologie
Concepte și obiecte de bază	Univers univers observabil Tura roșie cosmologic radiația CMB Valuri gravitationale Expansiunea universului accelerat masă ascunsă Materie întunecată energie întunecată
Istoria Universului	Marea explozie mare revenire Cronologia Big Bang-ului Inflația Nucleosinteză primară Recombinare Evoluția galaxiilor Epoca Universului Viitorul Universului
Structura Universului	Structura la scară largă a Universului Supercluster de galaxii Grup mare de quasari Fir galactic Vidul Bubble Hubble Forma Universului
Concepte teoretice	Istoria dezvoltării ideilor despre univers Legea Hubble Instabilitatea gravitațională Principiul cosmologic Modele cosmologice Singularitatea cosmologică Modelul De Sitter modelul universului fierbinte Universul Friedman Distanța de însoțitor Densitatea critică Ecuația lui Friedman Ecuația cosmologică de stare Model Lambda-CDM
Experimente	Cosmologie observațională 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomie