Инфляционная модель Вселенной

Космология

Изучаемые объекты и процессы

Вселенная Наблюдаемая Вселенная Возраст Вселенной Крупномасштабная структура Вселенной Формирование структуры Реликтовое излучение Тёмная энергия Скрытая масса

Наблюдаемые процессы

Космологическое красное смещение Расширение Вселенной Формирование галактик Закон Хаббла Нуклеосинтез

Теоретические изыскания

Космологические модели Космическая инфляция Большой взрыв Хронология Большого взрыва Вселенная Фридмана Сопутствующее расстояние Модель Лямбда-CDM‎ Космологический принцип Космологическое уравнение состояния Критическая плотность Хронология космологии

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10²⁸ K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, но он встретился с серьёзными трудностями, которые были преодолены различными видоизменениями сценария, начиная с предложенной Андреем Линде в 1982 модели хаотической инфляции.

Недостатки модели горячей Вселенной

Основная статья: Проблема начальных значений

Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи ($t_\mathrm{Planck}\approx 10^{-43}$ сек, $\rho_\mathrm{Planck}\approx 10^{93}$ г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

$p=\varepsilon/3$, где p — давление, $\varepsilon$ — плотность энергии.

Масштабный фактор R(t) изменялся на указанном интервале времени по закону $R(t) \sim t^{1/2}$, а затем, до настоящего времени, по закону $R(t) \sim t^{2/3}$, соответствующему уравнению состояния:

$p\ll\varepsilon=\rho c^2$, где $\rho$ — 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 $l_0$ по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием $r_H = c/H_0 \approx 10^{28}$ 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 $l \le l_0$.

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

$l'=l_0 R(t_\mathrm{Planck} )/R(t_0)\approx 10^{-3}$ см,

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

$l_\mathrm{Planck} = ct_\mathrm{Planck} \approx 10^{-33}$ см (планковское время ($t_\mathrm{Planck} \approx 10^{-43}$ сек),

то есть, в объёме $\! l'$ содержалось ~10⁹⁰ 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 $\! t_\mathrm{Planck}.$ 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 $\! \rho$ близка к т. н. критической плотности $\! \rho_\mathrm{crit}$, при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности $\! \rho$ от критической плотности $\! \rho_\mathrm{crit}$ со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху $\! \rho_\mathrm{Planck}$ от $\! \rho_\mathrm{crit}$ не более, чем на 10⁻⁶⁰.

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной

Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — скопления галактик — галактики». Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определённая амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей Вселенной также приходится постулировать.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной

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

$R(t) \sim e^{H(t)t}$, где $\! H(t)=(1/R)dR/dt$ — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 10⁴² сек⁻¹ > H > 10³⁶ сек⁻¹, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей ("инфлатонного поля"), соответствующих уравнению состояния $p=-\varepsilon$, то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора R(t), плотность энергии $\! \varepsilon$ остаётся постоянной.

В ходе дальнейшего расширения энергия $\varepsilon$ поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения $\! R(t) \sim t^{1/2}$.

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели

• Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляционной эпохи.
• На инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности $\! \rho$ автоматически оказывается весьма близким к критическому $\! \rho_\mathrm{crit}$, то есть разрешается проблема плоской Вселенной.
• В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой 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

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Все эти сложности носят название «проблемы начальных значений».

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. Неизвестный в настоящее время (2005 г.) фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.

См. также

• Нерешённые проблемы современной физики
• Переменная скорость света

Примечания

Литература

• К. А. Постнов. Лекции по общей астрофизике для физиков.
• Сайт о современной космологии.