Kaotikus inflációs elmélet

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2021. január 27-én felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzéshez 1 szerkesztés szükséges .

Az infláció kaotikus elmélete a Világegyetem fejlődésének forgatókönyve az Univerzum inflációs modelljéhez . Az elmélet egy egyszerű módszert kínál az univerzum felfúvódásának oszcilláló skalármezővel történő leírására . Bizonyos feltevések mellett lehetővé válik, hogy a Multiverzumban létezzenek univerzumok különböző elemi részecskékkel és kölcsönhatásuk törvényeivel.

Az elmélet leírása

A kaotikus inflációs forgatókönyvet először A. Linde 1983 -as írása [1] írta le . Ezt megelőzően az inflációs elméletben változó bonyolultságú forgatókönyveket használtak, de a kaotikus inflációs forgatókönyv a korábbiakhoz képest nagyon egyszerűnek bizonyult. Nem volt szükség sem termodinamikai egyensúlyra, sem túlhűtésre, sem tágulásra hamis vákuum állapotában.

Az infláció kaotikus elméletének magyarázatához egy másodfokú potenciális energiasűrűségű skalármezőt veszünk figyelembe:

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

Az energiafüggvénynek van egy minimuma , amelynek közelében a skalármező oszcillációira számíthatunk. Ez azonban csak egy nem táguló univerzumra igaz. Egy gyorsan táguló Univerzum esetében a skaláris tér lassan csökken ("gördül le"), míg minél gyorsabban tágul az Univerzum, annál lassabban csökken a tér potenciális energiája. $\phi=0$

A mező fejlődésének leírására két egyenletet használnak - a mezőegyenletet és az Einstein-egyenletet:

{\dpont \phi }+3H{\pont \phi }=-m^{2}\phi

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

ahol az Univerzum Hubble-állandója léptéktényezővel (az Univerzum mérete), illetve nyitott, lapos és zárt modellek esetén a Planck-tömeg, , ahol a gravitációs állandó. Az első egyenlet egy harmonikus oszcillátor mozgásegyenletére hasonlít , ahol x(t) helyett x(t)-t használunk , és az oszcillátor környezetének viszkozitását írja le. $H={\pont a}/a$ $nál nél)$ $k=-1,0,1$ $M_{p}$ $M_{p}^{{-2}}=G$ $G$ $\phi (t)$ $3H{\pont \phi }$

Kiindulási feltételekként a skaláris mező nagy értékét feltételezzük , aminek következtében a kezdeti szakaszban (akár másodpercig) az Univerzum mérete exponenciálisan növekszik . Amint az Univerzum méretének növekedése miatt a skaláris mező elég kicsivé válik, az infláció véget ér, és a mező a minimum közelében oszcillálni kezd . Továbbá az elmélet azt feltételezi, hogy mint minden gyorsan oszcilláló klasszikus mező esetében, ez is elkezd energiát veszíteni a részecskepárok létrejötte miatt. Ezek a részecskék az egymással való kölcsönhatás eredményeként termodinamikai egyensúlyba kerülnek, és ettől a pillanattól kezdve a részt a forró univerzum standard elmélete írja le . $\phi$ $10^{{-35}}$ $nál nél)$ $\phi$ $V(\phi )$

Az új elmélet fő különbsége az inflációs Univerzum méretének gyors növekedése - másodpercek alatt a Planck-hossztól a hatalmas méretekig . az Univerzum sokkal nagyobbnak bizonyul, mint a megfigyelhető Univerzum mérete . $10^{{-35}}$ $10^{{10^{{12}}}}$

Ha figyelembe vesszük az Univerzum nagyszámú régióját, ahol a skaláris mező véletlenszerűen eloszlik, akkor egyes régiókban a mező túl kicsi lesz az infláció megindulásához , míg másokban elég nagy lesz. A kezdeti káosz utolsó régióiból alakulnak ki az univerzumok régiói, miközben a régiók mérete jelentősen meg fogja haladni a megfigyelhető Univerzum méretét . Ezért nevezte a szerző ezt az elméletet a kaotikus infláció elméletének. $\phi$

Figyelembe kell venni azt a változatot, amikor a skalármező összetettebb formával rendelkezik, ami miatt több minimum megléte lehetséges . Majd ha ezekből a különböző minimumokból stabilitási régiók alakulnak ki a kezdeti káoszból, akkor az elemi részecskék tömegei és a bennük lévő kölcsönhatások törvényei is eltérőek lesznek.

Jegyzetek

↑ Linde AD Kaotikus infláció // Fizikai betűk B : folyóirat. - 1983. - 1. évf. 129. sz . 3-4 . - 177-181 . o . - doi : 10.1016/0370-2693(83)90837-7 .

Linkek

Andrew Linde. Kaotikus infláció // Infláció, kvantumkozmológia és antropikus elv – John Wheeler „Tudomány és végső valóság: A kvantumtól a kozmoszig” 90. évfordulós konferenciáján elhangzott előadás, nyomtatás előtti archívumban: hep-th/0211048 (eng.)
Az Univerzum sok arca // A. Linde előadása a FIAN-nál 2007-ben.

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