Інфляційна модель Всесвіту

1. Недоліки моделі гарячого Всесвіту
2. Проблема великомасштабної однорідності і ізотропності Всесвіту
3. Проблема плоскою Всесвіту
4. Проблема великомасштабної структури Всесвіту
5. Інфляційний розширення на ранніх стадіях еволюції Всесвіту
6. Дозвіл проблем моделі гарячого Всесвіту в рамках інфляційної моделі
7. Інфляція на пізніх стадіях еволюції Всесвіту

Інфляційна модель Всесвіту - гіпотеза про фізичному стані і законі розширення Всесвіту на ранній стадії великого вибуху (При температурі вище 1028 K ), Що припускає період прискореного в порівнянні зі стандартною моделлю гарячого Всесвіту розширення.

Перший варіант теорії був запропонований в 1981 році Аланом Гутом , Але він зустрівся з серйозними труднощами, які були подолані різними видозмінами сценарію, починаючи з запропонованої Андрієм Лінде в +1982 моделі хаотичної інфляції .

Недоліки моделі гарячого Всесвіту

Основна стаття: Проблема початкових значень

стандартна модель гарячого Всесвіту передбачає дуже високий ступінь однорідності і ізотропності Всесвіту. На часовому інтервалі від планковской епохи ( сек, г / см³) до епохи рекомбінації її поведінка визначається рівнянням стану , Близьким до наступного:

, Де p - тиск, - щільність енергії.

Масштабний фактор R (t) змінювався на зазначеному інтервалі часу за законом , А потім, до теперішнього часу, згідно із законом , відповідному рівняння стану :

, де - середня щільність Всесвіту .

Недоліком такої моделі є вкрай високі вимоги до однорідності і ізотропності початкового стану, відхилення від яких призводить до ряду проблем.

Проблема великомасштабної однорідності і ізотропності Всесвіту

Розмір спостерігається області Всесвіту по порядку величини збігається з Хаббловском відстанню см (де H - постійна Хаббла ), Тобто в силу кінцівки швидкості світла і кінцівки віку Всесвіту можна спостерігати лише області (і знаходяться в них об'єкти і частки), що знаходяться зараз один від одного на відстані .

Однак в Планка епоху великого Вибуху відстань між цими частками становило:

см,

а розмір причинно-зв'язаної області (горизонту) визначався відстанню:

см (час планка ( сек),

тобто, в обсязі містилося ~ 1090 таких планківських областей, причинний зв'язок (взаємодія) між якими була відсутня. Ідентичність початкових умов в такій кількості причинно незв'язаних областей представляється вкрай малоймовірною. Крім того, і в більш пізні епохи Великого вибуху проблема ідентичності початкових умов в причинно незв'язаних областях не знімається: так, в епоху рекомбінації, які спостерігаються зараз фотони реліктового випромінювання , Що приходять до нас з близьких напрямків (відрізняються на кутові секунди), повинні були взаємодіяти з областями первинної плазми , Між якими, згідно зі стандартною моделі гарячого Всесвіту , Не встигла встановитися причинний зв'язок за весь час їх існування від Таким чином, можна було б очікувати суттєвої анізотропності реліктового випромінювання , Однак спостереження показують, що воно у високому ступені изотропно (відхилення не перевищують ~ 10-4).

Проблема плоскою Всесвіту

Згідно з даними спостережень, середня щільність Всесвіту близька до т. зв. критичної щільності , При якій кривизна простору Всесвіту дорівнює нулю. Однак, згідно з розрахунковими даними, відхилення щільності від критичної щільності згодом має збільшуватися, і для пояснення спостережуваної просторової кривизни Всесвіту в рамках стандартної моделі гарячого Всесвіту доводиться постулювати відхилення щільності в Планка епоху від не більше, ніж на 10-60.

Проблема великомасштабної структури Всесвіту

Великомасштабне розподіл матерії у Всесвіті є ієрархією « сверхскопления галактик - скупчення галактик - галактики ». Однак для утворення такої структури з первинних малих флуктуацій щільності необхідна певна амплітуда і форма спектра первинних збурень. Ці параметри в рамках стандартної моделі гарячого Всесвіту також доводиться постулювати.

Інфляційний розширення на ранніх стадіях еволюції Всесвіту

Інфляційна модель передбачає заміну статечного закону розширення на експонентний закон:

, де - постійна Хаббла інфляційної стадії, в загальному вигляді залежить від часу.

значення постійної Хаббла на стадії інфляції становить 1042 сек-1> H> 1 036 сек-1, тобто гигантски перевершує її сучасне значення. Такий закон розширення може бути забезпечений станами фізичних полів ( "інфлатонним поля"), відповідних рівняння стану , Тобто негативному тиску; ця стадія отримала назву інфляційної ( лат. inflatio - роздування), оскільки не дивлячись на збільшення масштабного фактора R (t), щільність енергії залишається постійною.

В ході подальшого розширення енергія поля, що обумовлює інфляційну стадію розширення, перетворюється в енергію звичайних частинок: більшість інфляційних моделей пов'язують таке перетворення з порушеннями симетрії , Що приводять до утворення баріонів . речовина і випромінювання набувають високу температуру, і Всесвіт переходить на радіаційно-домінувало режим розширення .

Дозвіл проблем моделі гарячого Всесвіту в рамках інфляційної моделі

Критика інфляційної моделі

Модель космічної інфляції цілком успішна, але не необхідна для розгляду космології. У неї є свої противники, в числі яких можна назвати Роджера Пенроуза . Аргументи противників зводяться до того, що рішення, пропоновані інфляційної моделлю, є лише «замітання сміття під килим». Наприклад, ніяких фундаментальних обґрунтувань того, що обурення щільності на доінфляціонной стадії повинні бути саме такими малими, щоб після інфляції виникала спостерігається ступінь однорідності, ця теорія не пропонує. Аналогічна ситуація і з просторової кривизною: вона дуже сильно зменшується при інфляції, але ніщо не заважало їй до інфляції мати настільки велике значення, щоб все-таки проявлятися на сучасному етапі розвитку Всесвіту. Всі ці складності носять назву «проблеми початкових значень».

Інфляція на пізніх стадіях еволюції Всесвіту

спостереження наднових типу Ia, проведені в 1998 м в рамках Supernova Cosmology Project , Показали, що постійна Хаббла змінюється з часом таким чином (прискорення розширення в часі), що дає привід говорити про інфляційне характері розширення Всесвіту на сучасному етапі її еволюції. Невідомий в даний час ( 2005 м) фактор, здатний викликати таку поведінку, отримав назву темна енергія .

Див. також

Примітки

література