Inflationsmodel af universet

Universets inflationsmodel ( lat. inflatio "hævelse") er en hypotese om den fysiske tilstand og lov for universets ekspansion i det tidlige stadie af Big Bang (ved temperaturer over 10 28 K ), antaget en periode på accelereret ekspansion sammenlignet med standardmodellen af det varme univers .

Den første version af teorien blev foreslået i 1981 af Alan Gut , men de sovjetiske astrofysikere Aleksey Starobinsky , Andrey Linde [1] [2] , Vyacheslav Mukhanov og en række andre ydede et centralt bidrag til dens skabelse .

Ulemper ved Hot Universe Model

Standardmodellen for det varme univers antager en meget høj grad af homogenitet og isotropi af universet. På tidsintervallet fra Planck-epoken ( sek, g/cm³) til rekombinationsepoken bestemmes dens adfærd af tilstandsligningen tæt på følgende: $t_{{\mathrm {Planck}}}\ca. 10^{{-43}}$ $\rho _{{\mathrm {Planck}}}\ca. 10^{{93}}$

p=\varepsilon /3,

hvor er trykket og er energitætheden. Skalafaktoren ændrede sig over det angivne tidsinterval i henhold til loven , og derefter, indtil nu, i henhold til loven svarende til tilstandsligningen : $s$ $\varepsilon$ $R(t)$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$ $R(t)\sim t^{{2/3}}$

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

hvor er universets gennemsnitlige tæthed . $\rho$

Ulempen ved denne model er de ekstremt høje krav til homogeniteten og isotropien af den oprindelige tilstand, hvis afvigelse fører til en række problemer.

Problemet med universets homogenitet og isotropi i stor skala

Størrelsen af det observerbare område af universet falder i størrelsesorden sammen med Hubble-afstanden cm (hvor H er Hubble-konstanten ), det vil sige på grund af endeligheden af lyshastigheden og endeligheden af universets alder, kun områder (og objekter og partikler placeret i dem), der nu er adskilt fra hinanden, kan observeres på afstand . Men under Big Bangs Planck-æra var afstanden mellem disse partikler: $l_{0}$ $r_{H}=c/H_{0}\ca. 10^{{28}}$ $l\leq l_{0}$

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

cm,

og størrelsen af det kausalt forbundne område (horisont) blev bestemt af afstanden:

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

cm,

(Planck-tid ( sek), det vil sige volumenet indeholdt ~ 10 90 sådanne Planck-områder, hvor årsagssammenhængen (interaktion) mellem hvilke var fraværende . Identiteten af de initiale betingelser i et sådant antal kausalt uafhængige områder forekommer ekstremt usandsynligt. i senere epoker er Big Bang-problemet med identiteten af de oprindelige betingelser i kausalt urelaterede områder ikke fjernet: for eksempel i rekombinationens æra kommer de nu observerede fotoner af den kosmiske mikrobølgebaggrund til os fra tætte retninger (forskellige med buesekunder) skulle have interageret med regionerne af det primære plasma , mellem hvilke, ifølge standardmodel af det varme univers , ikke havde tid til at etablere en årsagssammenhæng for hele tiden af deres eksistens fra . Således ville man forvente en betydelig anisotropi af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling , men observationer viser, at den er meget isotrop (afvigelser overstiger ikke ~10 −4 ). $t_{{\mathrm {Planck}}}\ca. 10^{{-43}}$ $l'$ $t_{\mathrm {Planck} }.$

Problemet med det flade univers

Ifølge observationsdata er universets gennemsnitlige tæthed tæt på den såkaldte. kritisk tæthed , hvor krumningen af universets rum er lig med nul. Ifølge de beregnede data bør tæthedsafvigelsen fra den kritiske tæthed dog stige med tiden, og for at forklare den observerede rumlige krumning af universet inden for rammerne af standardmodellen for det varme univers , er det nødvendigt at postulere tæthedsafvigelse i Planck-epoken fra ikke mere end 10-60 . $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} ))$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$

Problemet med universets storskalastruktur

Den storstilede fordeling af stof i universet er et hierarki af " Superhobe af galakser - galaksehobe - galakser ". For dannelsen af en sådan struktur fra primære små densitetsudsving kræves der imidlertid en vis amplitude og form af spektret af primære forstyrrelser. Disse parametre skal også postuleres inden for rammerne af standardmodellen af det varme univers .

Inflationsudvidelse i de tidlige stadier af universets udvikling

Det antages, at universet i perioden fra 10 −42 sek til 10 −36 sek. var i inflationsstadiet af sin udvikling. Hovedtræk ved dette trin er det maksimalt stærke undertryk af stof, som fører til en eksponentiel stigning i universets kinetiske energi og dets størrelse med mange størrelsesordener [3] . I løbet af inflationsperioden er universets lineære dimensioner øget med mindst 10 26 gange, og dets volumen er øget med mindst 10 78 gange.

Den inflationære model antager udskiftningen af ekspansionens magtlov med en eksponentiel lov: $R(t)\sim t^{{1/2}}$

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

hvor er Hubble-konstanten for inflationsstadiet, som generelt afhænger af tid. $H(t)=(1/R)dR/dt$

Værdien af Hubble-konstanten på inflationsstadiet er 10 42 sek −1 > H > 10 36 sek −1 , det vil sige, at den er gigantisk højere end dens moderne værdi. En sådan ekspansionslov kan tilvejebringes af tilstande af fysiske felter (" inflatonfelt ") svarende til tilstandsligningen , dvs. undertryk; dette stadie kaldes inflationær ( lat. inflatio - inflation) , da energitætheden på trods af stigningen i skalafaktoren forbliver konstant. $p=-\varepsilon$ $R(t)$ $\varepsilon$

Loven om bevarelse af energi er ikke overtrådt på grund af det faktum, at den negative gravitationsenergi i fasen af inflationær ekspansion altid forbliver nøjagtigt lig med den positive energi af universets stof, således at den samlede energi i universet forbliver lig med nul [4] .

I løbet af yderligere ekspansion omdannes energien i feltet, der forårsager det inflationære stadie af ekspansionen, til energien fra almindelige partikler [5] : de fleste inflationære modeller forbinder en sådan transformation med symmetribrud , der fører til dannelsen af baryoner . Stof og stråling får en høj temperatur, og universet går ind i et strålingsdomineret ekspansionsregime . $\varepsilon$ $R(t)\sim t^{{1/2}}$

Løsning af problemerne med den varme univers-model inden for rammerne af den inflationære model

På grund af de ekstremt høje ekspansionshastigheder på inflationsstadiet er problemet med universets ensartethed og isotropi i stor skala løst: hele det observerbare rumfang af universet er resultatet af ekspansionen af et enkelt kausalt forbundet område i den før -inflationær æra.
På inflationsstadiet stiger radius af rumlig krumning så meget, at den aktuelle værdi af tætheden automatisk viser sig at være meget tæt på den kritiske , det vil sige, at problemet med et fladt univers er løst. $\rho$ ${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} ))$
I løbet af inflationsudvidelsen bør tæthedssvingninger forekomme med en sådan amplitude og spektrumform ( det såkaldte flade spektrum af forstyrrelser), at den efterfølgende udvikling af fluktuationer til universets observerbare struktur som følge heraf er mulig , mens man opretholder storskala homogenitet og isotropi, det vil sige, at problemet med universets storskalastruktur er løst.

Kritik af den inflationære model

Den kosmiske inflationsmodel er ganske vellykket, men ikke nødvendig for overvejelserne om kosmologi. Hun har modstandere, herunder Roger Penrose , såvel som en af hendes udviklere og tidligere supporter Paul Steinhardt . Modstandernes argumenter går ud på, at de løsninger, som den inflationære model tilbyder, kun "fejer skraldet under gulvtæppet." For eksempel giver denne teori ikke nogen grundlæggende begrundelse for, at tæthedsforstyrrelser på det præ-inflationære stadium skulle være lige så små, at der opstår en observerbar grad af homogenitet efter inflation. Situationen ligner den rumlige krumning: den aftager kraftigt under inflationen, men intet forhindrede den i at være så vigtig før inflationen, at den stadig manifesterer sig på det nuværende stadium af universets udvikling. Alle disse vanskeligheder kaldes " startværdiproblemer ". Ligeledes er relikviegravitationsbølgerne forudsagt af teorien om inflation og tjener som en ekstra kilde til varme og kolde pletter af relikviestråling endnu ikke blevet opdaget [6] .

CMB gravitationsbølger og CMB polarisering

Det følger af inflationsmodellen, at der skal være relikvie (primære) gravitationsbølger af alle længder op til en enorm - svarende til størrelsen af universet i dets nuværende tilstand. Spørgsmålet om deres eksistens kan entydigt løses af funktionerne i polariseringen af relikviestrålingen. Hvis de opdages, vil inflationsmodellen blive endeligt bekræftet [7] :50 .

I 2014 blev der opnået indirekte beviser for den inflationære model - polariseringen af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, som kunne være forårsaget af primære gravitationsbølger [8] . En senere analyse (offentliggjort 19. september 2014) af en anden gruppe forskere ved hjælp af data fra Planck-observatoriet viste imidlertid, at resultatet fuldt ud kan tilskrives galaktisk støv . .

Fra 2019 er der ikke påvist relikviegravitationsbølger, og inflationsmodellen er fortsat en god hypotese [7] :50 .

Inflation i de sene stadier af universets udvikling

Observationer af type Ia supernovaer , udført i 1998 som en del af Supernova Cosmology Project , viste, at Hubble konstant ændrer sig med tiden på en sådan måde (acceleration af ekspansion i tid), hvilket giver anledning til at tale om udvidelsens inflationære karakter. af universet på det nuværende stadie af dets udvikling. Den mystiske faktor, der kan forårsage denne adfærd, kaldes mørk energi . Den accelererede ekspansion af universet på nuværende tidspunkt begyndte for 6-7 milliarder år siden. På nuværende tidspunkt udvider universet sig på en sådan måde, at afstandene i det fordobles på 10 milliarder år og i en forudsigelig fremtid[ afklar ] dette tempo vil ændre sig lidt [7] :48 .

Videnskabelige perspektiver

Ifølge den amerikanske astrofysiker Lawrence Krauss vil verifikation af universets inflationsmodel blive mulig efter måling af profilen (signaturen) af inflationære gravitationsbølger , hvilket væsentligt vil bringe forskningen tættere på tiden for Big Bang og løse andre presserende problemer med teoretisk fysik og kosmologi [9] .

Se også

Noter

↑ Inflationær universmodel . Hentet 7. juni 2014. Arkiveret fra originalen 15. juli 2014. (ubestemt)
↑ Alexey Ponyatov Kvanteeffekter på skalaen af Universe Archival kopi af 20. august 2016 på Wayback Machine // Science and Life . - 2013. - Nr. 7
↑ Sazhin, 2002 , s. 38.
↑ Hawking S. A Brief History of Time. - St. Petersborg, Amphora, 2001. - ISBN 5-94278-091-9 - s. 181-182
↑ Sazhin, 2002 , s. 39.
↑ Anna Iyas, Abraham Loeb, Paul Steinhard Var der inflation? // I videnskabens verden . - 2017. - Nr. 4. - S. 36 - 43. - URL: https://sciam.ru/articles/details/byla-li-inflyacziya Arkivkopi dateret 23. april 2017 på Wayback Machine
↑ 1 2 3 Valery Rubakov . Univers kendt og ukendt // Videnskab og liv . - 2019. - Nr. 11 . - S. 46-50 . (Russisk)
↑ Elements Science News: BICEP2-eksperiment bekræfter nøgleforudsigelse af kosmisk inflationsteori . Dato for adgang: 9. februar 2015. Arkiveret fra originalen 22. marts 2015. (ubestemt)
↑ Krauss, 2018 , s. 399-397.

Litteratur

Sazhin M. V. Moderne kosmologi i populær præsentation. — M. : Redaktionel URSS, 2002. — 240 s. — ISBN 5-354-00012-2 .
Lawrence Krauss . Hvorfor eksisterer vi. Den største historie nogensinde fortalt = Krauss. Den største historie, der nogensinde er fortalt - indtil videre: Hvorfor er vi her?. - M . : Alpina Non-fiction, 2018. - ISBN 978-5-91671-948-2 .

Links

Inflationsstadiet af universets ekspansion . Dato for adgang: 23. januar 2014. Arkiveret fra originalen 16. august 2013. (ubestemt)
Postnov K.A. Forelæsninger om generel astrofysik for fysikere
Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). "Partikelfysiske modeller for inflation og den kosmologiske tæthedsforstyrrelse". Fysiske rapporter . 314 (1-2): 1-146. arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode : 1999PhR...314....1L . DOI : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 .
Linde, Andrei (2006). "Inflation og strengkosmologi". Fremskridt for Teoretisk Fysik Supplement . 163 : 295-322. arXiv : hep-th/0503195 . Bibcode : 2006PThPS.163..295L . DOI : 10.1143/PTPS.163.295 .

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk catalansk Fantastisk norsk Britannica (online)
I bibliografiske kataloger	J9U : 987007541760905171 LCCN : sh89007075

Universets tidslinje
De første tre minutter efter Big Bang	Kosmologisk singularitet Planck æra Den store forenings æra Inflationær æra ( relikviegravitationsbølger ) baryogenese Elektrosvag æra kvark epoke Hadron epoke Lepton-epoke ( Relikvie neutrino baggrund ) Foton epoke
tidligt univers	proton epoke Rekombination ( CMB ) Den mørke middelalder Reionisering Stoffets tidsalder
Universets fremtid	Age of Stars Degenerationsalder De sorte hullers æra Age of Eternal Darkness stort hul Stort klem Universets varmedød

Partikelklassifikationer
Hastighed i forhold til lysets hastighed	Tardions ( eller bradyoner) Luxons Hypotetisk: Tachyoner overbradyoner
Ved tilstedeværelsen af intern struktur og adskillelighed	Elementær partikel ( fundamental partikel ) sammensat partikel
Fermioner ved tilstedeværelsen af en antipartikel	Dirac fermioner Fermions merian
Dannes under radioaktivt henfald	α β γ δ ε n
Kandidater til rollen som mørkt stof partikler	WIMP Wimpzilla LSP NLSP
I den inflationære model af universet	Inflaton krumning
Ved tilstedeværelsen af en elektrisk ladning	ladet partikel neutral partikel
I teorier om spontan symmetribrud	Goldstone boson Goldstone fermion ( eller goldstino)
Efter levetid	stabile partikler Ustabile partikler
Andre klasser	virtuel partikel subatomare partikel antipartikler Ægte neutrale partikler Frie partikler Identiske partikler De og Kvasipartikler Hypotetiske partikler Resonanser

Kosmologi
Grundlæggende begreber og objekter	Univers observerbart univers Rødforskydning kosmologisk CMB stråling Gravitationsbølger Univers ekspansion accelereret skjult masse Mørkt stof mørk energi
Universets historie	Stort brag stor rebound Kronologi af Big Bang Inflation Primær nukleosyntese Rekombination Udvikling af galakser Universets alder Universets fremtid
Universets struktur	Universets struktur i stor skala Superhob af galakser Stor gruppe af kvasarer Galaktisk tråd Ugyldig Hubble boble Universets form
Teoretiske begreber	Historien om udviklingen af ideer om universet Hubble lov Gravitationel ustabilitet Kosmologisk princip Kosmologiske modeller Kosmologisk singularitet De Sitter model hot univers model Friedman-universet Ledsager afstand Kritisk tæthed Friedmans ligning Kosmologisk tilstandsligning Lambda-CDM model
Eksperimenter	Observationel kosmologi 2dF 6dF BOOMERANG COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi