Teoria inflației haotice

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 27 ianuarie 2021; verificarea necesită 1 editare .

Teoria haotică a inflației este un scenariu de dezvoltare a Universului pentru modelul inflaționist al Universului . Teoria oferă o modalitate simplă de a descrie inflația universului în termenii unui câmp scalar oscilant . În anumite ipoteze, devine posibilă existența universurilor în Multivers cu diferite particule elementare și legile interacțiunii lor.

Descrierea teoriei

Scenariul inflației haotice a fost descris pentru prima dată în lucrarea lui A. Linde din 1983 [1] . Înainte de aceasta, în teoria inflaționistă erau folosite scenarii cu complexitate diferită, dar scenariul inflaționist haotic s-a dovedit a fi foarte simplu în comparație cu cele anterioare. Nu a necesitat nici echilibru termodinamic, nici suprarăcire, nici expansiune într-o stare de vid fals.

Pentru a explica teoria haotică a inflației, se consideră un câmp scalar cu o densitate de energie potențială pătratică:

V(\phi )={m^{2} \over 2}\phi ^{2}

Funcția de energie are un minim la , lângă care se pot aștepta oscilații ale câmpului scalar. Cu toate acestea, acest lucru este valabil doar pentru un univers care nu se extinde. Pentru un Univers în expansiune rapidă, câmpul scalar scade lent ("se rostogolește în jos"), în timp ce cu cât Universul se extinde mai repede, cu atât mai lentă scade energia potențială a câmpului. $\phi=0$

Pentru a descrie evoluția acestui câmp, se folosesc două ecuații - ecuația câmpului și ecuația Einstein:

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

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

unde este constanta Hubble pentru Univers cu un factor de scară (dimensiunea Universului), respectiv, pentru modelele deschise, plate și închise, este masa Planck, , unde este constanta gravitațională. Prima ecuație seamănă cu ecuația de mișcare a unui oscilator armonic , unde se folosește în loc de x(t) și descrie vâscozitatea mediului pentru oscilator. $H={\punct a}/a$ $la)$ $k=-1,0,1$ $M_{p}$ $M_{p}^{{-2}}=G$ $G$ $\phi (t)$ $3H{\punct \phi }$

Ca condiții inițiale, se presupune o valoare mare a câmpului scalar , drept urmare, în stadiul inițial (până la secunde), dimensiunea Universului crește exponențial . De îndată ce, din cauza creșterii dimensiunii Universului, câmpul scalar devine suficient de mic, inflația se termină și câmpul începe să oscileze aproape de minim . În plus, teoria presupune că, ca și în cazul oricărui câmp clasic cu oscilație rapidă, acesta va începe să piardă energie din cauza creării perechilor de particule. Aceste particule, ca rezultat al interacțiunii între ele, vor intra în echilibru termodinamic și, începând din acest moment, partea este descrisă de teoria standard a universului fierbinte . $\phi$ $10^{{-35}}$ $la)$ $\phi$ $V(\phi )$

Principala diferență a noii teorii este rata de creștere rapidă a dimensiunii Universului inflaționist - în secunde de la lungimea Planck la dimensiuni uriașe cm.Deși dimensiunile depind de modelul utilizat, totuși, în toate cele realiste, dimensiunea de Universul se dovedește a fi mult mai mare decât dimensiunea Universului observabil . $10^{{-35}}$ $10^{{10^{{12}}}}$

Dacă luăm în considerare Universul cu un număr mare de regiuni cu un câmp scalar distribuit aleatoriu, atunci în unele regiuni câmpul va fi prea mic pentru ca inflația să înceapă , în timp ce în altele va fi suficient de mare. Din ultimele regiuni din haosul inițial se vor forma regiunile universurilor, în timp ce dimensiunile regiunilor vor depăși semnificativ dimensiunea Universului observabil . De aceea autorul a numit această teorie teoria inflației haotice. $\phi$

Importantă de luat în considerare este varianta când câmpul scalar are o formă mai complexă, datorită căreia este posibilă existența mai multor minime . Atunci, dacă din aceste diferite regiuni de stabilitate minime se formează din haosul inițial, masele de particule elementare și legile interacțiunilor din ele vor fi, de asemenea, diferite.

Note

↑ Linde AD Inflație haotică // Litere de fizică B : jurnal. - 1983. - Vol. 129 , nr. 3-4 . - P. 177-181 . - doi : 10.1016/0370-2693(83)90837-7 .

Link -uri

Andrew Linde. Inflația haotică // Inflația, cosmologia cuantică și principiul antropic - Prelegere susținută la conferința de aniversare a 90-a lui John Wheeler „Science and Ultimate Reality: From Quantum to Cosmos”, publicată în arhiva preprint: hep-th/0211048 (ing.)
Cele mai multe fețe ale universului // Prelegerea susținută de A. Linde la FIAN în 2007.

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