Инфляционная модель Вселенной

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

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. Предложена в 1981 Аланом Гутом и Андреем Линде.

Содержание

1 Недостатки модели горячей Вселенной
2 Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной
- 2.1 Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели
3 Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной
4 Литература

[править] Недостатки модели горячей Вселенной

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

$p=\varepsilon/3$ , где р — 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 $ρ$ — средняя плотность Вселенной.

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

[править] Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной

Размер наблюдаемой области Вселенной l₀ 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:

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

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

$l_{Plank}=ct_{Plank}\approx 10^{-33}$ см (планковское время ( $t_{Plank}\approx 10^{-43}$ 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 $\! t_{Plank}$ . Таким образом, можно было бы ожидать существенной неоднородности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени однородно (~10^-4).

[править] Проблема плоской Вселенной

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной $\! \rho$ близка к т. н. критической плотности $\! \rho_{crit}$ , при которой кривизна пространства вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности $\! \rho$ от критической плотности $\! \rho_{crit}$ со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны вселенной в рамках стандартной модели горячей вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху $\! \rho_{Plank}$ от $\! \rho_{crit}$ не более, чем на 10^-60.

[править] 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 определенная амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей вселенной также приходится постулировать.

[править] 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 cек^-1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей, 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 $\! \epsilon$ остаётся постоянной.

В ходе дальнейшего расширения энергия $\varepsilon$ поля, обуславливающего 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 темп-ру и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения $\! R(t) \sim t^{1/2}$ .

[править] Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели

Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабой однородности и изотропности Вселенной: весь наблюддаёмый 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 $\! \rho_{crit}$ , 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.

[править] 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 о инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Неизвестный в настоящее время (2005 г.) фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.