Теория инфляции вселенной кратко

Обновлено: 02.07.2024

Один из ведущих мировых космологов, Андрей Линде, недавно опубликовал обзор, в котором кратко описывает возникновение и развитие теории инфляционной вселенной, дающей новое объяснение Большому взрыву и предсказывающейт существование наряду с нашей множества других вселенных.

Космология в некотором роде сродни философии. Во-первых, по обширности своего предмета исследования — им является вся Вселенная в целом. Во-вторых, по тому, что некоторые посылки в ней принимаются учеными в качестве допустимых без возможности провести какой-либо проверочный эксперимент. В-третьих, предсказательная сила многих космологических теорий заработает только если мы сможем попасть в другие вселенные — чего ожидать не приходится.

Однако из этого всего вовсе не следует, что современная космология — это такая рукомахательная и не совсем научная область, где можно, подобно древним грекам, лежать в тени дерев и гипотетизировать о количестве измерений пространства-времени — десять их или одиннадцать? Космологические модели базируются на наблюдательных данных астрономии, и чем больше этих данных, тем больше материала для космологических моделей — которые должны эти данные связывать и согласовывать между собой. Сложность в том, что в космологии затрагиваются фундаментальные вопросы требующие некоторых изначальных предположений, которые выбираются авторами моделей исходя из их личных представлений о гармонии мироздания. В этом, вообще-то, нет ничего исключительного: при построении всякой теории нужно брать какие-то опорные точки. Просто для космологии, которая оперирует самыми большими масштабами пространства и времени, их выбрать особенно трудно.

Для начала несколько важных определений.

Космология — наука, изучающая свойства нашей Вселенной как единого целого. Однако в ней пока нет какой-то единой теории, которая бы описывала все происходящее и когда-либо произошедшее. Сейчас существуют четыре основных космологических модели, которые пытаются описать происхождение и эволюцию вселенной и каждая из них имеет свои плюсы и минусы, своих адептов и противников. Модель Лямбда-CDM считается наиболее авторитетной, хотя и не бесспорной. Важно понимать, что космологические модели не обязательно соперничают друг с другом. Просто они могут описывать принципиально разные этапы эволюции. Например, Лябмда-CDM вообще не рассматривает вопрос Большого взрыва, хотя прекрасно объясняет все, что произошло после него.

Антропный принцип существует в двух формах: сильной и слабой. Слабый антропный принцип заключается в том, что значения всех физических и космологических величин не равновероятны, но должны быть совместимы с существованием наблюдателя. Именно в этом значении антропный принцип употребляют в космологии (да и в биологиитоже). Сильный антропный принцип налагает на вселенную условие долженствования (вселенная должна быть такой, чтобы появился наблюдатель) и, таким образом, уже выходит за пределы науки. Различие довольно тонкое, так что неудивительно, что космологи довольно долго избегали в антропной аргументации.

А теперь к статье.

Зачем вообще понадобилась новая, инфляционная модель Вселенной? Результаты космологических исследований и анализа уже существующих моделей, а также компьютерное моделирование образования скоплений и галактик отлично совпадало с результатами астрономических наблюдений. Казалось бы, в чем же проблема?

До конца 1970-х годов почти никто из ученых не брался за объяснение причин образования Большого взрыва и таких необычных его свойств. Первый серьезный интерес к этой области связан с именем американского астрофизика Алана Гута, который предпринял попытку решить эту задачу, введя отталкивающее тяготение (не путать с антигравитацией) приводящее к раздуванию пространства. Оно объясняло резкое увеличение размеров вселенной в первые моменты ее существования. Этот процесс был назван инфляцией.

Суть Модели инфляционной космологии (в упрощенном и лаконичном варианте тут) в том, что изначально вселенная не была бесконечно малой. Это очень важно, потому что убирает сингулярность, где не работают законы физики. Кроме того, она постулирует существование несколько типов вакуума. Тот, который заполняет космос (его называют истинным вакуумом) — самый низкоэнергетичный. Кроме него существуют как минимум электрослабый вакуум и вакуум Великого объединения. В рамках модели Гута считается, что это их энергия привела к началу инфляции и к появлению вселенной (фактически считается, что вместо Большого взрыва был период инфляции). Наконец, последним важным пунктом модели является введение в расчеты некоего скалярного поля, инфлатона, который и является источником энергии вакуума (пример скалярного поля — это значение температуры в каждой точке комнаты).

Инфляционная модель не стала ни популярной, ни известной сразу после публикации, однако ряд физиков, среди которых были Алексей Старобинский, Андрей Линде и Вячеслав Муханов, поверили в нее и продолжили творчески развивать изначальные идеи Гута.

Работы Линде, начатые через два года после первого доклада Гута, привели к появлению следующего утверждения: возможно существование других частей вселенной, каждая из которых инфляции стала локально однородной и настолько большой, что ее обитатели (гипотетические) также не увидят другие части общей вселенной. В такой вселенной (которой придумали название Мультивселенная или multiverse) каждая обособленная область может иметь совершенно особые свойства, физические законы и даже размерность пространства. Более продвинутая версия инфляционной модели, разработанная к 1987 году, описывает наш мир как вечно расширяющийся самовоспроизводящийся фрактал, который состоит из множества отдельных частей (в статье Линде называет их мини-вселенными). Таким образом, это не вселенная создана для нас, а это мы появились в той ее части, что пригодна для (нашей) жизни.

Во-вторых, работы Артура Межлумяна, Хуана Гарсия-Беллидо, Дмитрия Линде и вернувшегося к идее инфляционной модели Александра Виленкина помогли разрешить часть противоречий, существующих в модели вечно-расширяющейся инфляционной вселенной.

Структура мультивселенной с пузырями мини-вселенных внутри нее.

Рисунок: Andrei Linde

Удивительно в этом то, что космологическая постоянная (то есть энергия вакуума) не изменяется во времени по мере расширения вселенной, в то время как плотность вещества как раз меняется совершенно предсказуемо и зависит от объема пространства. Получается, что в ранней вселенной плотность вещества намного превосходила плотность вакуума, в будущем по мере разлета галактик плотность вещества будет уменьшаться. Так почему же именно сейчас, когда мы можем измерить их, они так близки по значению друг к другу?

Единственным известным способом объяснить такое невероятное совпадение, не привлекая какие-то ненаучные гипотезы, можно только с помощью антропного принципа и инфляционной модели — то есть из множества существующих вселенных жизнь зародилась в той, где космологическая постоянная в данный момент времени оказалась равна плотности материи (это в свою очередь определяет время, прошедшее с начала инфляции, и дает как раз достаточно времени для формирования галактик, образования тяжелых элементов и развития жизни).

Инфляционная модель претендует на то, чтобы не просто объяснить тонкую настройку фундаментальных констант, но и помочь обнаружить некоторые фундаментальные параметры, которые определяют величину этих констант. Дело в том, что в Стандартной модели сегодня 26 параметров (космологическая постоянная стала последним из открытых), которые определяют величину всех констант, с которыми вы когда-либо сталкивались в курсе физики. Это достаточно много и уже Эйнштейн считал, что их количество можно уменьшить. Он предложил теорему, которая, по его словам, не может в настоящее время быть более чем верой, о том, что в мире нет произвольных констант: он так мудро устроен, что должны быть какие-то логические связи между казалось бы совсем разными величинами. В инфляционной модели эти константы могут быть всего лишь параметром окружающей среды, который кажется нам локально неизменным из-за эффекта инфляции, хотя будет совершенно иным в другой части вселенной и определяется еще не выявленными, но наверняка существующими истинно фундаментальными параметрами.

Отдельно хочется отметить список литературы, указанный в конце этой статьи. Он достаточно необычен для научной статьи, в нем множество научно-популярной литературы и открытых лекций, в которой авторы, участвовавшие в создании инфляционной модели, разъясняют свои открытия.

Библиография

К огромному сожалению, у нас нет возможности отмотать время назад и посмотреть, как развивалась Вселенная в первые минуты своей жизни. Прибегая к математике и полученным в результате наблюдений данным, лучшие умы планеты строят самые смелые модели. Одна из них — космическая инфляция.

Инфляционная теория, или инфляционная модель Вселенной, объединяет идеи из квантовой физики и физики частиц для исследования ранних моментов Вселенной сразу после Большого взрыва. Согласно ей Вселенная образовалась в очень нестабильном состоянии, спровоцировавшем ее быстрое расширение в самые первые мгновения. Одним из последствий этого расширения стало то, что Вселенная намного больше, чем предполагалось изначально, и простирается она куда дальше, чем могут заглянуть наши телескопы. Кроме того, эта теория предсказывает некоторые свойства, которые не объяснены в рамках теории Большого взрыва, — как, например, равномерное распределение энергии и плоская геометрия пространства-времени.

Теория инфляционной Вселенной разработана физиком Аланом Гутом в 1980 году. Сегодня она считается общепринятой частью теории Большого взрыва, даже несмотря на то, что центральные идеи последнего устоялись намного раньше, чем была сформулирована инфляционная теория.

С чего все началось

Теория Большого взрыва на протяжении многих лет показывала себя весьма успешно — в частности, учитывая то, что она была подтверждена посредством открытия реликтового излучения (микроволнового фона). Однако, несмотря на большой успех этой теории в объяснении большинства аспектов, наблюдаемых во

Вселенной, оставались три проблемы:

Проблема гомогенности, или почему Вселенная была настолько равномерной спустя всего секунду после Большого взрыва;
Проблема плоскостности;
Предсказанное перепроизводство магнитных монополей.

Модель Большого взрыва вроде как предсказывала искривленную Вселенную, в которой энергия распределялась неравномерно и в которой было множество магнитных монополей. Однако ничто из этого не соответствовало данным.

Двадцать третьего января 1980 года Гут представил полученные данные на лекции в Национальной ускорительной лаборатории SLAC. Его революционная идея заключалась в том, что принципы квантовой физики из самого сердца физики частиц можно применить к ранним моментам возникновения Большого взрыва. По его данным, Вселенная должна была обладать высокой плотностью энергии. В соответствии с термодинамикой, плотность Вселенной должна была заставить ее расширяться с невероятной скоростью.

Насколько быстрого? Как гласит модель, Вселенная увеличивалась вдвое каждые 10 -35 секунд. Таким образом, в первые 10 -30 секунд после Большого взрыва она бы успела удвоиться в размерах 100 тысяч раз, а этого более чем достаточно, чтобы объяснить проблему плоскостности. Даже если у Вселенной была некая кривизна в самом начале, такая степень расширения привела бы к тому, что сегодня все выглядело бы плоским. (Заметьте, размера Земли достаточно, чтобы она выглядела для нас плоской, хотя мы знаем, что поверхность, на которой мы стоим, изогнута и образует сферический объект).

К тому же энергия распределена настолько равномерно из-за того, что в самом начале мы были очень маленькой частью Вселенной, которая расширилась настолько быстро, что даже если там и были значительные неравномерности в распределении энергии, они были бы слишком далеко от нас, чтобы мы могли их заметить или ощутить. Это, в свою очередь, служит решением проблемы гомогенности.

Развитие теории

Кроме того, если пространство постоянно расширялось с такой скоростью, то ранее высказанная Сидни Коулманом идея не сработала бы. Коулман предсказал, что при фазовых переходах в ранней Вселенной образовывались маленькие пузыри, которые объединялись друг с другом. При наличии инфляции пузыри отдалялись бы друг от друга слишком быстро, не успевая объединиться.

На эту проблему обратил внимание советский физик Андрей Линде. Он изучил ее и выяснил, что существует иная интерпретация, предоставляющая решение этой проблемы. В то же время — это были все еще 1980-е годы — по другую сторону железного занавеса Андреас Альбрехт и Пол Стейнхардт самостоятельно пришли к похожему решению.

Все дело в том, что в изначальной модели Гута допускалось возникновение более одной инфляционной области, которые, в свою очередь, могли сталкиваться. В таком случае получался беспорядочный космос, в котором излучение и вещество обладают неоднородной плотностью. Это совсем не соответствовало тому, что наблюдалось в реальности. Линде, Альбрехт и Стейнхардт изменили уравнение скалярного поля — и все обрело смысл. Согласно этому решению, наша наблюдаемая Вселенная произошла из одного вакуумного пузыря, который отделился от других инфляционных областей пространства. Речь идет о невообразимо — по всем меркам — огромных расстояниях.

Такая разная теория инфляции

У инфляционной теории есть несколько названий. Например, космологическая инфляция, космическая инфляция, инфляция, старая инфляция (так называют оригинальную версию теории Алана Гута), новая инфляционная теория (модель, разработанная Линде, Альбрехтом и Стейнхардтом).

Инфляционная модель Вселенной появилась относительно недавно. Открытие закона Хаббла указывало на факт, что Вселенная находится в состоянии постоянного расширения. Однако, ученым было ясно, что этому процессу расширения Вселенной предшествовало какое-то событие, ставшее началом. Поэтому ученые предприняли попытку воспроизведения процесса формирования Вселенной с применением физико-математических законов для того. В процессе разработки теории формирования Вселенной возник ряд вопросов:

как объяснить, что во Вселенной так мало антивещества, которое должно состоять в равной пропорции с веществом
почему температура всех областей Вселенной одинакова
почему Вселенной характерно наличие именно такой массы и энергии, которая обладает способностью замедления хаббловского расширения.

Рисунок 1. Инфляционная модель Вселенной. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ

В 1981 году А. Гут определил, что выделение сильных взаимодействий из общего поля и процесс фазового перехода первоначального вещества Вселенной из одного состояния в другое случился приблизительно спустя 10–35 секунд после зарождения Вселенной.

Готовые работы на аналогичную тему

А. Гут также предположил, что в начале процесса формирования Вселенной случилось скачкообразное расширение, что позволило Вселенной расшириться до 50 раз. Эта теория получила название инфляционной модели Вселенной. Эта модель позволяет найти ответ на вопрос о том, почему Вселенная имеет именно такую массу и энергию, способную замедлить хаббловское расширение. Кроме того, инфляционная модель Вселенной дает возможность ответить и на вопрос о том, почему температура всех областей Вселенной является одинаковой.

Однородность и изотропность Вселенной

Хаббловское расстояние и размеры наблюдаемой Вселенной совпадают, что говорит о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений.

На самой ранней стадии развития Вселенной – в Планковскую эпоху Большого взрыва в Вселенной существовало примерно $10^$ областей, которые не имели взаимодействия и причинной связи друг с другом. Сходство первоначальных условий в таком бесконечно большом числе областей является маловероятным. Эта проблема схожести первоначальных условий в несвязанных областях остается и в более поздние периоды Большого взрыва. К примеру, если рассматривать период рекомбинации, то можно было бы говорить об анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения свидетельствуют о том, что оно является в достаточно высокой степени изотропным.

Последние научные данные свидетельствуют о том, что плоскость Вселенной близка к критической плоскости, когда кривизна пространства рана нулю. Научная гипотеза гласит, что отклонение плотности Вселенной от критической должно увеличиваться с течением времени. Чтобы достоверно объяснить пространственную кривизну в рамках стандартной модели Вселенной нужно принять отклонение ее плотности в Планковскую эпоху. То есть стандартная модель горячей Вселенной не может дать объяснение плоскости Вселенной, а инфляционная модель дает такую возможность.

Постулаты модели инфляционной Вселенной гласят, что независимо от степени искривления пространства Вселенной в момент ее инфляционного расширения, к моменту завершения этого расширения пространство оказалось практически полностью прямым.

Согласно общей теории относительности А. Эйнштейна, кривизна пространства находится в зависимости от количества энергии и материи, находящихся в нем. Это обусловило количество материи, достаточное для уравновешивания хаббловского расширения.

Распределение материи во Вселенной выглядит в виде следующей иерархической вертикали: сверхскопления галактик – скопление галактик – галактики.

Чтобы образовалась такая четкая иерархическая система необходимо наличие определенной формы спектра и апмлитуды первичных колебаний. Эти параметры принимаются в рамках стандартной модели.

Недостатки инфляционной теории

Инфляционная теория, также, как и другие теории, подвергалась критике со стороны ряда ученых. Одним из критиков данной модели Вселенной является астрофизик Р. Пенроуз, который считает, что несмотря на успешность теории и вызываемый ею интерес, в ней существуют некоторые недостатки. А именно, инфляционная теория не дает веских обоснований того, что возмущения плотности в период доинфляционной стадии являлись настолько малыми, чтобы по истечении процесса инфляции образовалась наблюдаемая степень однородности Вселенной.

Еще одним недостатком инфляционной теории является объяснение кривизны пространства. Согласно гипотезе, кривизна пространства в момент инфляции существенно уменьшается, однако это не помешало кривизне пространства принять настолько большое значение, чтобы проявляться и на современном этапе развития Вселенной.

Экспериментальное подтверждение инфляционной модели Вселенной

Существуют косвенные подтверждения состоятельности инфляционной модели Вселенной, полученные в ходе проведенного в 2014 оду научного эксперимента. В частности, таким подтверждением является поляризация реликтового излучения, которая, по мнению ученых, могла быть вызвана первичными гравитационными возмущениями.

Таким образом, доказать путем экспериментов состоятельность инфляционной модели Вселенной пока до конца не удалось.

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10 28 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Содержание

Недостатки модели горячей Вселенной

$<\displaystyle t_<\mathrm <Planck> Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи ( >\approx 10^>$
сек, >\approx 10^>" width="" height="" />
г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

$<\displaystyle p=\varepsilon /3> $
, где p — давление, " width="" height="" />
— плотность энергии.

$<\displaystyle R(t)\sim t^<1/2> Масштабный фактор R(t) изменялся на указанном интервале времени по закону >$
, а затем, до настоящего времени, по закону >" width="" height="" />
, соответствующему уравнению состояния:

$<\displaystyle p\ll \varepsilon =\rho c^<2> >$
, где " width="" height="" />
— средняя плотность Вселенной.

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной

Размер наблюдаемой области Вселенной >" width="" height="" />
по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием =c/H_\approx 10^>" width="" height="" />
см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии >" width="" height="" />
.

Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:

$<\displaystyle l$

см,

а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:

$<\displaystyle l_<\mathrm <Planck> >=ct_ <\mathrm <Planck>>\approx 10^>$
см (планковское время ( >\approx 10^>" width="" height="" />
сек),

$<\displaystyle \!l$

то есть, в объёме содержалось ~10 90 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от >.>" width="" height="" />
Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10 −4 ).

Проблема плоской Вселенной

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной " width="" height="" />
близка к т. н. критической плотности >>" width="" height="" />
, при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности " width="" height="" />
от критической плотности >>" width="" height="" />
со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху >>" width="" height="" />
от >>" width="" height="" />
не более, чем на 10 −60 .

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной

Структура вселенной представляет собой подобный модельный ряд от галактики до атома.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной

$<\displaystyle R(t)\sim t^<1/2> Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения >$
на экспоненциальный закон:

$<\displaystyle R(t)\sim e^<H(t)t> >$
, где " width="" height="" />
— постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

$<\displaystyle p=-\varepsilon > Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 10 42 сек −1 > H > 10 36 сек −1 , то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей ( уравнению состояния$
, то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора R(t), остаётся постоянной.

$<\displaystyle \varepsilon > В ходе дальнейшего расширения энергия$
поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения >" width="" height="" />
.

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели

$<\displaystyle \!\rho _<\mathrm <crit> <ul> <li>Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной автоматически оказывается весьма близким к критическому >>$
, то есть разрешается проблема плоской Вселенной.

В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной.

Критика инфляционной модели

Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной

Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Загадочный фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.

Опровергнутое экспериментальное подтверждение инфляционной модели

Читайте также: