Інфляція (космологія)

Космічна інфляція або ж космологічна інфляція або просто інфляція — гіпотетичне надзвичайно швидке (експоненційне) розширення (збільшення в об'ємі) раннього Всесвіту принаймні в 10⁷⁸ разів, зумовлене від'ємним тиском густини енергії вакууму інфлатонного поля^[1]. Воно тривало, починаючи з 10⁻³⁶ секунд після Великого Вибуху, до якогось моменту між 10⁻³³ і 10⁻³² секунд. Після інфляційного періоду з інфляційного поля були народжені інші частинки (поля), з яких складається матерія сьогодні, а розширення Всесвіту продовжилось за законом, відмінним від експоненційного.

Терміном «інфляція» називають як гіпотезу того, що інфляція відбулась, так і теорію інфляції, а також ту епоху, коли ця гіпотетична інфляція могла відбутися. Інфляційна гіпотеза була спочатку запропонована в 1980 році американським фізиком Аланом Гутом, який і дав їй назву.

За гіпотезою інфляції весь спостережуваний Всесвіт виник з малого причинно-зв'язаного регіону. Інфляція дає відповідь на класичну загадку космології Великого вибуху: чому наш Всесвіт виявився плоским, однорідним і ізотропним відповідно до космологічного принципу, коли можна було б очікувати на основі фізики Великого вибуху дуже викривленого, неоднорідного Всесвіту? Гіпотеза інфляції також пояснює походження великомасштабної структури Всесвіту. Флуктуації в мікроскопічній інфляційній області, збільшені до космічних розмірів, стали зародками формування структури Всесвіту (див. також утворення та еволюція галактик та формування структур)^[2].

Мотивація

Основним мотивом введення теорії інфляції в космології є те, що вона розв'язує кілька принципових проблеми теорії Великого вибуху. А саме:

Проблема горизонту

Розмір видимого в сучасну епоху Всесвіту (який є однорідним та ізотропним) становить ^[3]: ${\displaystyle l_{H,0}(t_{0})\approx 10^{28}}$см У планківьку епоху він був:

${\displaystyle l_{H,0}(t_{Pl})={\frac {a(t_{Pl})}{a(t_{0})}}l_{H,0}(t_{0})}$

де ${\displaystyle a(t_{0})}$ - масштабний фактор в сучасну епоху.

Порівняємо його з розміром причинно зв'язанної області в цю епоху (${\displaystyle l_{c}=ct_{Pl}}$):

${\displaystyle {\frac {l_{H,0}(t_{Pl})}{l_{c}}}={\frac {a(t_{Pl})}{a(t_{0})}}{\frac {t_{0}}{t_{Pl}}}\sim {\frac {T_{0}}{T_{Pl}}}{\frac {t_{0}}{t_{Pl}}},}$

де було знехтувано зміною ефективного числа релятивістських ступенів вільності. Температура Всесвіту в планківьку епоху грубо оцінюється як ${\displaystyle T_{Pl}\sim 10^{28}}$ K. Тоді чисельно матимемо:

${\displaystyle {\frac {l_{H,0}(t_{Pl})}{l_{c}}}\sim {\frac {10^{17}}{10^{-43}}}10^{-32}\sim 10^{28}}$

Отже, за планківських часів розмір Всесвіту перевищує розмір причинно-зв'язанної області в ті часи майже на 28 порядків. Це означає, що в ${\displaystyle 10^{84}}$ причинно не з'язанних областях густина енергії була однорідно розподілена, з точністю ${\displaystyle \sim 10^{-4}}$. Оскільки жоден сигнал не може поширюватись швидше світла, не існує жодного фізичного процесу, котрий міг би бути відповідальним за такий однорідний розподіл. Зауваживши, що масштабний фактор поводиться з часом, як певний степінь часу, ми можемо використати наближення ${\displaystyle a/t\sim {\dot {a}}}$. Тоді:

${\displaystyle {\frac {l_{H,0}(t_{Pl})}{l_{c}}}\sim {\frac {{\dot {a}}(t_{Pl})}{{\dot {a}}(t_{0})}},}$

що означає, що розмір Всесвіту початково був більший ніж причинно-зв'язана область як відношення відповідних темпів розширення Всесвіту. Враховуючи, що гравітація завжди діяла, як притягувальна сила, а отже уповільнювала темп розширення, приходимо до висновку, що однорідна область завжди була більшою за причинно-зв'язану область. Дана проблема називається проблемою горизонту, вона полягає в тому, що розширення Всесвіту відбувається занадто повільно, в порівнянні зі збільшенням горизонту, і в полі зору спостерігача постійно з'являються нові області, які ніколи не були причинно пов'язані. Попри це Всесвіт є однорідним на дуже великих масштабах.

Проблема плоскості

Перевіримо, чи буде виконуватись припущення про те, що на планківських масштабах вклад просторової кривини в рівняння Фрідмана є одного порядку з іншими вкладами. Для цього запишемо рівняння Фрідмана в термінах безрозмірного параметру густини ${\displaystyle \Omega (t)={\frac {\rho (t)}{\rho _{cr}(t)}}}$ (в нього врахуємо одразу і вклад матерії, і вклад ${\displaystyle \Lambda }$-члену, ${\displaystyle \Omega _{curv}=1-\Omega }$ - вклад просторової кривини): ${\displaystyle \Omega (t)-1={\frac {k}{(Ha)^{2}}}.}$

Відповідно до цього, можемо записати:

${\displaystyle \Omega (t_{Pl})-1=(\Omega (t_{0})-1){\frac {(Ha)_{0}^{2}}{(Ha)_{Pl}^{2}}}=(\Omega (t_{0})-1)\left({\frac {{\dot {a}}(t_{0})}{{\dot {a}}(t_{Pl})}}\right)^{2}\leq 10^{-56}}$

тобто ми бачимо, що для того, щоб модель гарячого Великого вибуху дійсно відтворювала спостережувану сьогодні просторову площинність Всесвіту, в неї як початкову умову необхідно закласти вимогу:

${\displaystyle |\Omega _{curv}|\leq 10^{-56},}$

тобто на початку еволюції просторова кривина має бути на 56 порядків менше очікуваної (ми очікуємо, що вона буде такого ж порядку, як інші вклади, тобто ${\displaystyle \sim 1}$, в наш час^[коли?] вклад кривини оцінюється, як ${\displaystyle <0,02}$). Таке величезне розходження між початковими даними, які необхідно закласти в модель гарячого Всесвіту і розмірністною оцінкою називають проблемою плоскостності.

Проблема ентропії

Ентропія видимої частини Всесвіту оцінюється гігантським числом ^[4]: ${\displaystyle S_{0}=10^{88}}$

В теорії Великого вибуху розширення Всесвіту з великою точністю відбувається адіабатично. Це означає, що це велетенське число має бути закладене в теорію як початкова умова. Природно ж було б очікувати, що в планківську епоху ентропія Всесвіту, народженого, наприклад, квантовим чином, рівна кількості різних типів частинок (тобто порядка сотні для Стандартної моделі)

Ця проблема пов'язана з проблемою горизонту. Оскільки розмір сучасного горизонту в планківську епоху перевищує планківський масштаб на 28 порядків, то і, відповідно ентропія перевищує очікувану на ${\displaystyle 28\cdot 3}$ порядків.

Інтенсивне народження частинок на стадії постінфляційного розігріву розв'язує проблему ентропії.

Проблема первинних неоднорідностей

Ще однією проблемою, що потребує пояснення, це природа первинних неоднорідностей густини, які необхідні для пояснення великомасштабної структури Всесвіту. Початкова їх амплітуда має бути на рівні ${\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 5\cdot 10^{-5}}$. В теорії гарячого Великого вибуху механізму утворення цих неоднорідностей не існує, їх доводиться закладати "руками" як початкове дане космологічної еволюції.

Отже, в теорії гарячого Великого вибуху немає відповідей на запитання, чому Всесвіт такий однорідний, ізотропний і просторово-плоский. В рамках цієї теорії також не вдається пояснити природу первинних неоднорідностей. Початкові умови, які призводять до спостережуваного нами сьогодні Всесвіту в теорії Великого вибуху виглядають неприродно.

Основна ідея інфляції

При формулюванні проблеми горизонту та проблеми плоскотності суттєвим виявився факт, що ${\displaystyle {\dot {a}}(t)}$ є швидко спадною функцією часу для гарячого Всесвіту, що розширюється. Висновку, що ${\displaystyle {\frac {{\dot {a}}(t_{Pl})}{{\dot {a}}(t_{0})}}\gg 1}$ можна уникнути лише припустивши, що протягом певного періоду еволюції Всесвіт розширювався прискорено. Цей період еволюції отримав назву стадії інфляції. Тоді ми можемо мати ${\displaystyle {\frac {{\dot {a}}(t_{Pl})}{{\dot {a}}(t_{0})}}<1}$ і утворення нашого Всесвіту з однієї причинно-зв'язаної області стає можливим.

Постінфляційний розігрів Всесвіту

В інфляційних моделях після закінчення стадії інфляції поле інфлятона починає осцилювати навколо мінімуму свого потенціалу^[4]. При цьому, за рахунок присутності в теорії інших полів (поля Стандартної моделі) відбуватиметься народження частинок матерії, тобто енергія, яка зосереджена в модах поля інфлятона переходитиме в енергію народжених частинок. В англомовній літературі ця стадія дістала назву "preheating". Народжені таким чином частинки згодом переходитимуть у стан термодинамічної рівноваги ("reheating"). Лише після цього починається стадія Великого гарячого вибуху.

Див. також

• Інфлятон
• Модель Лямбда-CDM
• Модель де Сіттера
• Хаотична теорія інфляції

Посилання

1. Mukhanov (2005). Physical Foundations of Cosmology
2. Tyson, Neil deGrasse; Goldsmith, Donald (2004). Origins: Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution (англ.). W. W. Norton & Co. с. 84—85.
3. Д. С. Горбунов, В. А. Рубаков, Введение в физику ранней вселенной. Теория горячего Большого взрыва - М: ИЯИ РАН (2006)
4. Д. С. Горбунов, В. А. Рубаков, Введение в физику ранней вселенной. Космологические возмущения. Инфляционная теория - М: ИЯИ РАН (2009)