Az Univerzum inflációs modellje

Az Univerzum inflációs modellje ( lat. inflation "duzzadás") egy hipotézis az Univerzum fizikai állapotáról és tágulásának törvényéről az Ősrobbanás korai szakaszában (10 28 K feletti hőmérsékleten ), feltételezve, hogy az Univerzum tágulása fizikai állapota és törvénye van az Ősrobbanás korai szakaszában (10 28 K feletti hőmérsékleten). gyorsított tágulás a forró Univerzum standard modelljéhez képest .

Az elmélet első változatát 1981-ben Alan Gut javasolta, de Alekszej Sztarobinszkij , Andrej Linde [1] [2] , Vjacseszlav Muhanov és számos más szovjet asztrofizikusok kulcsfontosságú szerepet játszottak a létrehozásában .

A Hot Universe modell hátrányai

A forró Univerzum Standard Modellje az Univerzum nagyon magas fokú homogenitását és izotrópiáját feltételezi. A Planck-korszaktól ( mp, g/cm³) a rekombinációs korszakig tartó időintervallumban viselkedését a következőhöz közeli állapotegyenlet határozza meg: $t_{{\mathrm {Planck}}}\körülbelül 10^{{-43}}$ $\rho _{{\mathrm {Planck}}}\kb. 10^{{93}}$

p=\varepsilon /3,

hol a nyomás és az energiasűrűség. A léptéktényező a megadott időintervallumban a törvény szerint változott , majd a jelen időpontig az állapotegyenletnek megfelelő törvény szerint : $p$ $\varepsilon$ $R(t)$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$ $R(t)\sim t^{{2/3}}$

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

hol van az Univerzum átlagos sűrűsége . $\rho$

Ennek a modellnek a hátránya a kiindulási állapot homogenitására és izotrópiájára vonatkozó rendkívül magas követelmények, amelyektől való eltérés számos problémához vezet.

Az Univerzum nagyszabású homogenitásának és izotrópiájának problémája

Az Univerzum megfigyelhető tartományának mérete nagyságrendileg egybeesik a cm Hubble-távolsággal (ahol H a Hubble-állandó ), vagyis a fénysebesség végessége és az Univerzum korának végessége miatt, csak azok a régiók (és a bennük található tárgyak és részecskék) figyelhetők meg távolról, amelyek jelenleg egymástól távol vannak . Az ősrobbanás Planck-korszakában azonban a részecskék közötti távolság a következő volt: $l_{0}$ $r_{H}=c/H_{0}\kb. 10^{{28}}$ $l\leq l_{0}$

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

cm,

az ok-okozati összefüggésben lévő terület (horizont) méretét pedig a távolság határozta meg:

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

cm,

(Planck-idő ( mp), azaz a kötet ~ 10 90 ilyen Planck-területet tartalmazott, amelyek között az ok-okozati összefüggés (kölcsönhatás) hiányzott . A kezdeti feltételek azonossága ilyen sok ok-okozati összefüggésben nem álló területen rendkívül valószínűtlennek tűnik. ráadásul a későbbi korokban nem szűnik meg az ősrobbanás problémája a kezdeti feltételek azonosságával ok-okozatilag nem összefüggő területeken: például a rekombináció korszakában a kozmikus mikrohullámú háttér most megfigyelt fotonjai közeli irányokból (különböző) érkeznek hozzánk. ívmásodpercenként) kölcsönhatásba kellett volna lépnie az elsődleges plazma azon régióival , amelyek között a forró Univerzum standard modellje szerint nem volt idejük ok-okozati összefüggést megállapítani létezésük teljes idejére. Így várhatóan jelentős A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás anizotrópiája azonban a megfigyelések szerint erősen izotróp (az eltérések nem haladják meg a ~ 10-4 ). $t_{{\mathrm {Planck}}}\körülbelül 10^{{-43}}$ $én$ $t_{\mathrm {Planck} }.$

The Flat Universe Problem

A megfigyelési adatok szerint az Univerzum átlagos sűrűsége megközelíti az ún. kritikus sűrűség , amelynél az Univerzum terének görbülete nulla. A számított adatok szerint azonban a kritikus sűrűségtől való sűrűség-eltérésnek idővel növekednie kell, és ahhoz, hogy az Univerzum megfigyelt térbeli görbületét a forró Univerzum standard modelljének keretein belül megmagyarázzuk , fel kell tételezni a a sűrűség eltérése a Planck-korszakban legfeljebb 10 -60 . $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ $\rho _{\mathrm {Planck} }$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$

A világegyetem nagyléptékű szerkezetének problémája

Az anyag nagy léptékű eloszlása az Univerzumban a " galaxisok szuperhalmazai - galaxishalmazok - galaxisok " hierarchiája . Ahhoz azonban, hogy az elsődleges kis sűrűségingadozásokból egy ilyen struktúra létrejöjjön, az elsődleges zavarok spektrumának bizonyos amplitúdója és alakja szükséges. Ezeket a paramétereket a forró Univerzum standard modelljének keretein belül is fel kell tételezni .

Inflációs expanzió a világegyetem fejlődésének korai szakaszában

Feltételezzük, hogy a 10–42 másodperc és 10–36 másodperc közötti időszakban az Univerzum fejlődésének inflációs szakaszában volt. Ennek a szakasznak a fő jellemzője az anyag maximálisan erős negatív nyomása, amely az Univerzum kinetikus energiájának és méretének exponenciális, sok nagyságrenddel történő növekedéséhez vezet [3] . Az infláció időszakában az Univerzum lineáris méretei legalább 10 26 -szorosára, térfogata pedig legalább 10 78 - szorosára nőtt.

Az inflációs modell a tágulás hatványtörvényének exponenciális törvénnyel való helyettesítését feltételezi: $R(t)\sim t^{{1/2}}$

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

hol van az inflációs szakasz Hubble-állandója , amely általában az időtől függ. $H(t)=(1/R)dR/dt$

A Hubble-állandó értéke az infláció stádiumában 10 42 sec −1 > H > 10 36 sec −1 , vagyis gigantikusan magasabb a mai értékénél. Ilyen tágulási törvényt a fizikai mezők állapotai (" felfúvó mező ") biztosíthatnak, amelyek megfelelnek az állapotegyenletnek , azaz a negatív nyomásnak; ezt a szakaszt inflációsnak nevezzük ( lat. infláció - infláció), mivel a léptéktényező növekedése ellenére az energiasűrűség állandó marad. $p=-\varepszilon$ $R(t)$ $\varepsilon$

Az energiamegmaradás törvényét nem sérti az a tény, hogy a negatív gravitációs energia az inflációs tágulás fázisában mindig pontosan egyenlő marad az Univerzum anyagának pozitív energiájával, így az Univerzum teljes energiája egyenlő marad nulla [4] .

A további tágulás során a tágulás inflációs szakaszát előidéző mező energiája a közönséges részecskék energiájává alakul [5] : a legtöbb inflációs modell az ilyen átalakulást a szimmetriatöréssel társítja, ami barionok kialakulásához vezet . Az anyag és a sugárzás magas hőmérsékletet vesz fel, és az Univerzum a sugárzás által uralt tágulási rendszerbe kerül . $\varepsilon$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$

A forró univerzum modell problémáinak megoldása az inflációs modell keretein belül

Az inflációs szakaszban tapasztalható rendkívül magas tágulási ráták miatt az Univerzum nagy léptékű egyenletességének és izotrópiájának problémája megoldódott: az Univerzum teljes megfigyelhető térfogata az elővilág egyetlen okságilag összefüggő régiójának tágulása eredménye. - inflációs korszak.
Az inflációs szakaszban a térbeli görbületi sugár annyira megnő, hogy a sűrűség aktuális értéke automatikusan nagyon közelinek bizonyul a kritikushoz , vagyis megoldódik a lapos Univerzum problémája. $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$
Az inflációs tágulás során olyan amplitúdó- és spektrumalakkal kell sűrűség - ingadozásokat fellépni (ún. lapos perturbációs spektrum), hogy ennek eredményeként a fluktuációk későbbi alakulása az Univerzum megfigyelhető szerkezetébe lehetséges legyen , miközben megmarad . nagy léptékű homogenitás és izotrópia, vagyis az Univerzum nagyléptékű szerkezetének problémája megoldódott.

Az inflációs modell kritikája

A kozmikus inflációs modell meglehetősen sikeres, de nem szükséges a kozmológia figyelembevételéhez. Vannak ellenfelei, köztük Roger Penrose , valamint egyik fejlesztője és korábbi támogatója, Paul Steinhardt . Az ellenzők érvei odáig fajulnak, hogy az inflációs modell által kínált megoldások csak "a szemetet a szőnyeg alá söprik". Például ez az elmélet nem ad alapvető igazolást arra, hogy az infláció előtti szakaszban a sűrűség-perturbációknak csak olyan kicsiknek kell lenniük, hogy az infláció után megfigyelhető fokú homogenitás keletkezzen. Hasonló a helyzet a térbeli görbülettel is: az infláció során nagymértékben csökken, de semmi sem akadályozta meg abban, hogy az infláció előtt olyan fontos legyen, hogy az Univerzum fejlődésének jelenlegi szakaszában is megnyilvánuljon. Mindezeket a nehézségeket „ kezdeti értékproblémáknak ” nevezzük. Az infláció elmélete által megjósolt és az ereklye sugárzás meleg és hideg pontjainak további forrásaként szolgáló relikvia gravitációs hullámokat még nem észlelték [6] .

CMB gravitációs hullámok és CMB polarizáció

Az inflációs modellből következik, hogy léteznie kell minden hosszúságú maradvány (elsődleges) gravitációs hullámnak egészen egy hatalmasig - akkora, mint az Univerzum jelenlegi állapotában. Létezésük kérdését egyértelműen meg lehet oldani az ereklyesugárzás polarizációjának sajátosságaival. Ha felfedezik őket, az inflációs modell véglegesen megerősítést nyer [7] :50 .

2014 -ben közvetett bizonyítékot kaptak az inflációs modellre - a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás polarizációjára, amelyet primer gravitációs hullámok okozhatnak [8] . Azonban egy későbbi (2014. szeptember 19-én közzétett) elemzés, amelyet egy másik kutatócsoport a Planck-obszervatórium adatait használva azt mutatta, hogy az eredmény teljes mértékben a galaktikus pornak tulajdonítható. .

2019-ig még nem észleltek relikvia gravitációs hullámokat, és az inflációs modell továbbra is jó hipotézis [7] :50 .

Az infláció a világegyetem fejlődésének késői szakaszában

Az Ia típusú szupernóvák 1998 -ban , a Szupernóva Kozmológiai Projekt részeként végzett megfigyelései azt mutatták, hogy a Hubble-konstans idővel oly módon változik (az időbeli tágulás gyorsulása), ami okot ad a tágulás inflációs természetéről beszélni. az Univerzum fejlődésének jelenlegi szakaszában. A titokzatos tényezőt, amely ezt a viselkedést okozhatja, sötét energiának nevezik . Az Univerzum felgyorsult tágulása a jelenlegi szakaszban 6-7 milliárd évvel ezelőtt kezdődött. Jelenleg az Univerzum úgy tágul, hogy a benne lévő távolságok megduplázódnak 10 milliárd év alatt, és a megjósolható jövőben[ pontosítás ] ez a tempó kicsit változni fog [7] :48 .

Tudományos perspektívák

Lawrence Krauss amerikai asztrofizikus szerint az Univerzum inflációs modelljének ellenőrzése az inflációs gravitációs hullámok profiljának (szignójának) mérése után válik lehetővé , ami jelentősen közelebb hozza a kutatást az Ősrobbanás idejéhez, és megoldja a világegyetem egyéb sürgető problémáit . elméleti fizika és kozmológia [9] .

Lásd még

Jegyzetek

↑ Inflációs univerzum modell . Letöltve: 2014. június 7. Az eredetiből archiválva : 2014. július 15. (határozatlan)
↑ Alekszej Ponyatov Kvantumhatások az Univerzum skáláján Archív másolat 2016. augusztus 20-án a Wayback Machine -nél // Tudomány és élet . - 2013. - 7. sz
↑ Sazhin, 2002 , p. 38.
↑ Hawking S. Az idő rövid története. - Szentpétervár, Amphora, 2001. - ISBN 5-94278-091-9 - p. 181-182
↑ Sazhin, 2002 , p. 39.
↑ Anna Iyas, Abraham Loeb, Paul Steinhard Volt infláció? // A tudomány világában . - 2017. - 4. szám - 36. - 43. o. - URL: https://sciam.ru/articles/details/byla-li-inflyacziya Archív másolat 2017. április 23-án a Wayback Machine -n
↑ 1 2 3 Valerij Rubakov . Ismert és ismeretlen Univerzum // Tudomány és élet . - 2019. - 11. sz . - S. 46-50 . (Orosz)
↑ Elements Science News: A BICEP2 kísérlet megerősíti a kozmikus inflációs elmélet kulcsfontosságú előrejelzését . Hozzáférés időpontja: 2015. február 9. Az eredetiből archiválva : 2015. március 22. (határozatlan)
↑ Krauss, 2018 , p. 399-397.

Irodalom

Sazhin M. V. Modern kozmológia népszerű előadásban. — M. : Szerkesztői URSS, 2002. — 240 p. — ISBN 5-354-00012-2 .
Lawrence Krauss . Miért létezünk. A valaha elmondott legnagyobb történet = Krauss. A valaha elmondott legnagyobb történet – Eddig: Miért vagyunk itt?. - M . : Alpina Non-fiction, 2018. - ISBN 978-5-91671-948-2 .

Linkek

Az Univerzum tágulásának inflációs szakasza . Hozzáférés időpontja: 2014. január 23. Az eredetiből archiválva : 2013. augusztus 16.. (határozatlan)
Postnov K.A. Előadások az általános asztrofizikáról fizikusoknak
Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). „Az infláció és a kozmológiai sűrűségzavar részecskefizikai modelljei”. Fizikai jelentések . 314 (1-2): 1-146. arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode : 1999PhR...314....1L . DOI : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 .
Linde, Andrei (2006). "Infláció és húrkozmológia". Az elméleti fizika előrehaladása Kiegészítés . 163 , 295-322. arXiv : hep-th/0503195 . Iránykód : 2006PThPS.163..295L . DOI : 10.1143/PTPS.163.295 .

Szótárak és enciklopédiák	Nagy katalán Nagy norvég Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	J9U : 987007541760905171 LCCN : sh89007075

Az Univerzum idővonala
Az első három perc az Ősrobbanás után	Kozmológiai szingularitás Planck korszak A nagy egyesülés korszaka Inflációs korszak ( Relic gravitációs hullámok ) bariogenezis Electroweak korszak kvark korszak Hadron korszaka Lepton korszak ( Relic neutrino background ) Foton korszak
korai univerzum	proton korszak Rekombináció ( CMB ) Sötét korok Reionizáció Az anyagok kora
Az Univerzum jövője	A csillagok kora A degeneráció kora A fekete lyukak korszaka Az örök sötétség kora nagy szakadék Nagy szorítás Az Univerzum hőhalála

A részecskék osztályozása
A fénysebességhez viszonyított sebesség	Tardionok ( vagy bradyonok) Luxonok Hipotetikus: Tachionok overbradyons
A belső szerkezet és az elválaszthatóság meglétével	Elemi részecske ( Fundamental particle ) összetett részecske
Fermionok antirészecske jelenlétében	Dirac fermionok Fermions majoránna
Radioaktív bomlás során keletkezik	α β γ δ ε n
A sötét anyag részecskéinek szerepére jelöltek	WIMP Wimpzilla LSP NLSP
Az univerzum inflációs modelljében	Inflaton görbület
Elektromos töltés jelenlétével	töltött részecske semleges részecske
A spontán szimmetriatörés elméleteiben	Goldstone bozon Goldstone fermion ( vagy goldstino)
Életidő szerint	stabil részecskék Instabil részecskék
Egyéb osztályok	virtuális részecske szubatomi részecske antirészecskék Valódi semleges részecskék Szabad részecskék Azonos részecskék Ők és Kvázi részecskék Hipotetikus részecskék Rezonanciák

Kozmológia
Alapfogalmak és tárgyak	Világegyetem megfigyelhető univerzum Vöröseltolódás kozmológiai CMB sugárzás Gravitációs hullámok Univerzum tágulása felgyorsult rejtett tömeg Sötét anyag sötét energia
Az Univerzum története	Nagy durranás nagy visszapattanás Az ősrobbanás kronológiája Infláció Elsődleges nukleoszintézis Rekombináció A galaxisok evolúciója Az Univerzum kora Az Univerzum jövője
Az Univerzum szerkezete	Az Univerzum nagy léptékű szerkezete Galaxisok szuperhalmaza Kvazárok nagy csoportja Galaktikus szál Üres Hubble buborék Az Univerzum alakja
Elméleti fogalmak	Az univerzumról alkotott elképzelések fejlődésének története Hubble törvény Gravitációs instabilitás Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Kozmológiai szingularitás De Sitter modell forró univerzum modell Friedman Univerzum Társ távolság Kritikus sűrűség Friedman egyenlet Kozmológiai állapotegyenlet Lambda-CDM modell
Kísérletek	Megfigyelő kozmológia 2dF 6dF Bumeráng COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Csillagászat