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Inflação (cosmologia)

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Em cosmologia física , a inflação cósmica, a inflação cosmológica ou apenas a inflação é o teorizou extremamente rápida exponencial expansão do início do universo por um factor de pelo menos 10 78 em termos de volume, impulsionado por uma pressão negativa densidade de energia do vácuo. O época inflacionária compreende a primeira parte da electroweak época na sequência da grande época da unificação. Durou desde 10 -36 segundos após o Big Bang para algum momento entre 10 -33 e 10 -32 segundos. Após o período inflacionário, o universo continuou a se expandir, mas a um ritmo mais lento.

O termo "inflação" também é usado para referir-se a hipótese de que a inflação ocorrida, para a teoria de inflação, ou para o época inflacionária. A hipótese inflacionária foi originalmente proposto em 1980 pelo físico americano Alan Guth, que o denominou "inflação". Também foi proposto por Katsuhiko Sato em 1981.

Como consequência directa desta expansão, todo o universo observável originado em uma pequena região causalmente conectado. A inflação responde o enigma clássico da cosmologia do Big Bang: por que o universo aparecer plana, homogênea, e isotrópica de acordo com a princípio cosmológico quando seria de esperar, com base na física do Big Bang, a grande curva, universo heterogêneo? A inflação também explica a origem da estrutura em larga escala do cosmos . Flutuações quânticas na região inflacionária microscópico, ampliadas para o tamanho cósmico, tornam-se as sementes para o crescimento da estrutura do universo (ver formação e evolução de galáxias e formação da estrutura).

Enquanto o detalhado física de partículas mecanismo responsável pela inflação não é conhecido, o quadro básico faz uma série de previsões que foram confirmados pela observação. A inflação é, assim, agora considerado parte do padrão quente Big Bang cosmologia. A hipotética ou partícula campo pensado para ser responsável pela inflação é chamado de inflaton.

Visão global

Enquanto a relatividade especial restringe objetos no universo de se mover mais rápido com relação ao outro do que a velocidade da luz, não existe essa restrição em relatividade geral . Um universo em expansão geralmente tem um horizonte cosmológico que, por analogia com o mais familiar horizonte causada pela curvatura da superfície da Terra, marca a fronteira da parte do universo que um observador pode ver. Objetos além do horizonte cosmológico estão se afastando tão rápido que a luz (ou outra radiação eletromagnética) é incapaz de alcançar o observador.

Há duas maneiras de descrever um espaço-tempo com um horizonte: local e global. A imagem local inclui apenas o que é (potencialmente) visível a partir de um determinado ponto no espaço-tempo, enquanto o quadro global inclui regiões não observáveis além do horizonte. As duas perspectivas são relacionados por um processo de extensão: onde quer que haja um horizonte, uma solução particular da Relatividade Geral pode ser estendido para além dela, assumindo que nada de especial acontece lá (ou seja, que "parece que" a região dentro do horizonte) . Os pontos de vista locais e globais têm diferentes noções de tempo. Do ponto de vista local do horizonte é infinitamente distante no futuro e nada chega a ele, enquanto que do ponto de vista global, o horizonte é uma superfície ordinária em tempo finito, e tanto o espaço eo tempo se estendem para além dela. Ignorando a mecânica quântica , as duas imagens são equivalentes: qualquer declaração físico pode ser traduzido livremente para trás e para frente, e ambas as imagens de acordo sobre os resultados de todos os experimentos físicos.

Para cosmologia no ponto de vista global, o universo observável é um remendo causal de um universo observável muito maior; há partes do universo que não podem se comunicar com a gente ainda. Estas partes do universo estão fora do nosso horizonte cosmológico atual. No modelo do big bang quente padrão, sem inflação, o horizonte cosmológico se move para fora, trazendo novas regiões em vista. Como vemos dessas regiões pela primeira vez, eles não parecem diferentes de qualquer outra região do espaço já vimos: eles têm uma radiação de fundo que está em quase exatamente a mesma temperatura que a radiação de outras regiões fundo, e seu espaço- curvatura tempo está evoluindo lock-passo com o nosso. Isto representa um mistério: como é que estas novas regiões saber o que temperatura e curvatura eles deveriam ter? Eles não poderia ter aprendido por recebendo sinais, porque eles não estavam em comunicação com nosso cone de luz passado antes.

A inflação responde a esta pergunta ao postular que todas as regiões vêm de uma época anterior com uma grande energia do vácuo, ou constante cosmológica. Um espaço com uma constante cosmológica é qualitativamente diferente: em vez de mover para fora, o horizonte cosmológico permanece. Para qualquer um observador, a distância para o horizonte cosmológico é constante. Com expansão exponencial espaço, dois observadores nas proximidades estão separados muito rapidamente; tanto assim, que a distância entre eles rapidamente ultrapassar os limites de comunicações. No ponto de vista global, as fatias espaciais estão se expandindo muito rápido para cobrir enormes volumes. No ponto de vista local, as coisas estão constantemente se movendo para além do horizonte cosmológico, que é uma distância fixa de distância, e tudo se torna homogêneo muito rapidamente.

Em qualquer ponto de vista, como o campo de inflação relaxa lentamente ao vácuo, a constante cosmológica vai para zero, e no espaço normalmente começa a expandir. As novas regiões que entram em vista durante a fase de expansão normal, no ponto de vista global, são exatamente as mesmas regiões que foram empurrados para fora do horizonte durante a inflação, e por isso eles são, necessariamente, quase à mesma temperatura e curvatura, porque eles provêm da mesma pequena mancha de espaço. No ponto de vista local, o horizonte cosmológico ainda está no big bang, ea inflação está sempre acontecendo em uma pele fina, onde o tempo é quase parou, eo mesmo processo produz novas regiões, como sempre fez, até pequenas flutuações.

A inflação do ponto de vista global é muitas vezes chamado inflação eterna. Em uma fatia global de constante de tempo, as regiões com inflação tem um volume em crescimento exponencial, enquanto regiões que não são infláveis não. Isto significa que o volume da parte de enchimento do universo na imagem global é sempre inimaginável maior do que a parte que parou inflar. Se a probabilidade de diferentes regiões é contado em volume, deve-se esperar que a inflação nunca vai acabar, ou a aplicação de condições de contorno que existem para observá-lo, que a inflação vai acabar o mais tarde possível. Ponderação em volume não é natural no ponto de vista local onde a inflação não é eterno-lo, eventualmente, termina como visto por um único observador. A imagem dá um significado para a distribuição de probabilidade sobre o paisagem antrópica.

A teoria da inflação em qualquer imagem explica porque as temperaturas e curvaturas de diferentes regiões são tão quase igual, e ele prevê que a curvatura total de um espaço-slice na hora mundial constante é zero. Esta previsão significa que o total de matéria ordinária, a matéria escura , e residual energia do vácuo no universo tem que adicionar até a densidade crítica, uma previsão que é confirmado com muita precisão. Mais notavelmente, a inflação permite que os físicos para calcular as diferenças hora em temperatura de diferentes regiões de flutuações quânticas durante a era inflacionária, e essas previsões quantitativas também foram confirmados.

Expande espaço

Para dizer que o espaço se expande exponencialmente significa que dois observadores inerciais estão se movendo mais distantes com a aceleração da velocidade. Em coordenadas estacionárias para um observador, um patch de um universo de inflar tem a seguinte polar métrica:

ds ^ 2 = - (1- \ Lambda r ^ 2) dt ^ 2 + {1 \ over 1- \ Lambda r ^ 2} dr ^ 2 + r ^ 2 d \ Omega ^ 2.

Este é apenas como um de dentro para fora métrica-lo buraco negro tem um zero na dt componente em uma esfera de raio fixo chamado o horizonte cosmológico . Os objetos são atraídos para longe da observador na r = 0 em direção ao horizonte cosmológico, que eles cruzam em um finito prazo adequado. Isso significa que qualquer falta de homogeneidade são suavizadas, assim como todas as colisões ou matéria sobre a superfície de um buraco negro horizonte são engolidas e desaparecer.

Uma vez que o métrica espaço-tempo não tem nenhuma dependência explícita no tempo, uma vez que um observador cruzou o horizonte cosmológico, os observadores mais perto em tomar o seu lugar. Este processo de cair fora e pontos de reposição mais próximo em são sempre substituindo progressivamente mais pontos fora uma expansão exponencial do espaço-tempo.

Este estado estacionário expansão exponencial do espaço-tempo é chamado de espaço de Sitter, e para sustentá-la, deve haver uma constante cosmológica, uma energia do vácuo proporcional ao \ Lambda em todos os lugares. Neste caso, o equação de estado é \! p = - \ rho . As condições físicas de um momento para o outro são estáveis: a taxa de expansão, chamado de parâmetro de Hubble , é quase constante, eo fator de escala do universo é proporcional à e ^ {Ht} . A inflação é frequentemente chamado de um período de expansão acelerada porque a distância entre dois observadores fixos está a aumentar exponencialmente (ou seja, a um ritmo acelerado à medida que se afastam), enquanto \ Lambda pode ficar aproximadamente constante (ver parâmetro de desaceleração).

Poucos heterogeneidades permanecem

Inflação cosmológica tem o efeito importante de suavizar heterogeneidades, anisotropias eo curvatura do espaço. Isto empurra o universo para um estado muito simples, no qual se encontra totalmente dominado pela campo inflaton, a origem da constante cosmológica, e as únicas heterogeneidades significativas são as pequenas flutuações quânticas no inflaton. A inflação também dilui partículas pesadas exóticas, como o monopolos magnéticos preditos por muitas extensões para o Modelo Padrão da física de partículas . Se o universo foi apenas quente o suficiente para formar tais partículas antes de um período de inflação, eles não seriam observados na natureza, uma vez que seria tão raro que é bastante provável que não há nenhum no universo observável . Juntos, esses efeitos são chamados a inflacionário "teorema de não-cabelo", por analogia com o não teorema de cabelo para os buracos negros .

O "não-cabelo" teorema funciona essencialmente porque o horizonte cosmológico não é diferente de um horizonte de buraco negro, com exceção de divergências filosóficas sobre o que está do outro lado. A interpretação do teorema de não-cabelo é que o universo (observáveis e não observáveis) expande por um fator enorme durante a inflação. Em um universo em expansão, densidades de energia geralmente caem, ou ficar diluídos, como o volume das universo aumenta. Por exemplo, a densidade do comum "frio" matéria (pó) vai para baixo como o inverso do volume: quando as dimensões lineares dupla, a densidade de energia vai para baixo por um factor de oito; a densidade de energia de radiação desce ainda mais rapidamente à medida que o universo se expande desde o comprimento de onda de cada fotão é esticado ( desvio para o vermelho ), para além dos fotões sendo disperso pela expansão. Quando as dimensões lineares são dobrados, a densidade de energia em radiação cai por um factor de dezasseis. Durante a inflação, a densidade de energia na campo inflaton é mais ou menos constante. No entanto, a densidade de energia em heterogeneidades, curvatura, anisotropies e partículas exóticas está caindo, e por meio da inflação suficiente estas se tornam insignificantes. Isto deixa um universo vazio, plana, e simétrica, que é preenchido com radiação quando a inflação termina.

Requisito fundamental

Um requisito fundamental é que a inflação deve continuar por tempo suficiente para produzir o presente universo observável a partir de um único, pequeno inflacionário Volume de Hubble. Isto é necessário para assegurar que o universo parece liso, homogêneo e isotrópico em escalas maiores observáveis. Este requisito está geralmente pensado para ser satisfeito se o universo se expandiu por um fator de pelo menos 10 26 durante a inflação.

Reaquecimento

A inflação é um período de supercooled expansão, quando a temperatura cai por um factor de mais ou menos 100.000. (A queda exacta é dependente do modelo, mas em que os primeiros modelos era tipicamente desde 10 até 27 K 10 22 K) Esta temperatura é mantida relativamente baixa durante a fase de inflação. Quando a inflação termina a temperatura voltar à temperatura pré-inflacionista; isto é chamado de reaquecimento ou de estabilização térmica devido à grande energia potencial do campo inflaton decai em partículas e enche o universo com Modelo Padrão de partículas, incluindo a radiação eletromagnética , a partir do radiação dominado fase do Universo. Por causa da natureza da inflação não é conhecido, este processo é ainda pouco compreendidos, embora se acredita ter lugar através de um ressonância paramétrica.

Motivações

A inflação resolve vários problemas no Big Bang cosmologia que foram descobertos na década de 1970. A inflação foi descoberto pela primeira vez por Guth ao investigar o problema de por que nós não vemos nenhuma monopolos magnéticos hoje; ele descobriu que uma energia positiva falso vazio seria, de acordo com a relatividade geral , geram uma expansão exponencial do espaço. Foi muito rapidamente percebeu que tal expansão resolver muitos outros problemas de longa data. Estes problemas surgem a partir da observação de que para olhar como ele faz hoje, o universo teria que ter começado de muito afinado, ou condições iniciais "especiais" no Big Bang. Inflação tenta resolver estes problemas, fornecendo um mecanismo dinâmico que impulsiona o universo a este estado especial, tornando assim um universo como o nosso muito mais provável, no contexto da teoria do Big Bang.

Problema do horizonte

O horizonte problema é o problema de determinar por que o universo aparece estatisticamente isotrópica homogénea e em conformidade com o princípio cosmológico. Por exemplo, moléculas em uma lata de gás são distribuídas de forma homogênea e isotrópica, porque eles estão em equilíbrio térmico: gás em toda a vasilha teve tempo suficiente para interagir para dissipar heterogeneidades e anisotropies. A situação é muito diferente no modelo do Big Bang sem inflação, porque a expansão gravitacional não dá o início do universo tempo suficiente para equilibrar. Em um big bang apenas com o assunto e radiação conhecidos no Modelo Padrão , duas regiões amplamente separadas do universo observável não pode ter equilibrado porque eles se afastam um do outro mais rápido do que a velocidade da luz -thus nunca entram em contacto causal: na história do universo, desde os primeiros tempos, não foi possível enviar um sinal de luz entre as duas regiões. Porque eles não têm interacção, é difícil explicar por que eles têm a mesma temperatura (são termicamente equilibrada). Isto é porque o Hubble em um raio de radiação ou universo assunto dominado expande muito mais rapidamente do que comprimentos físicos e assim pontos que estão fora de comunicação estão entrando em comunicação. Historicamente, duas soluções propostas foram o universo de Phoenix Georges Lemaître e as respectivas universo oscilatório de Richard Chase Tolman, eo Universo de Mixmaster Charles Misner. Lemaitre e Tolman proposto que um universo passando por um número de ciclos de contracção e expansão poderia entrar em equilíbrio térmico. Os modelos falhou, contudo, por causa da acumulação de entropia ao longo de vários ciclos. Misner fez a conjectura (em última análise incorreta) de que o mecanismo Mixmaster, que fez o universo mais caótico, poderia levar a homogeneidade estatística e isotropia.

Problema da planura

Outro problema é a problema da planura (que é às vezes chamado de um dos Dicke coincidências, com o outro sendo o cosmológica problema constante). Tinha sido conhecida nos anos 1960 que a densidade da matéria no universo foi comparável ao densidade crítica necessária para um universo plano (ou seja, um universo cuja grande escala geometria é o costume geometria euclidiana , em vez de um não-euclidiana hiperbólico ou geometria esférica).

Portanto, independentemente do forma do universo a contribuição da curvatura espacial para a expansão do universo não podia ser muito maior do que a contribuição da matéria. Mas como o universo se expande, a curvatura Redshifts distância mais lentamente do que matéria e radiação. Extrapolado para o passado, este apresenta um problema de ajuste fino, porque a contribuição da curvatura para o universo deve ser exponencialmente pequena (dezasseis ordens de grandeza menor do que a densidade de radiação, a nucleossíntese primordial, por exemplo). Este problema é agravado por observações recentes da radiação cósmica de fundo que têm demonstrado que o universo é plano para a precisão de poucos por cento.

Problema Magnetic-monopolo

O problema monopole magnético (às vezes chamado de o problema exotic-relíquias) diz que se o universo primordial eram muito quente, um grande número de muito pesado, estável monopolos magnéticos seriam produzidos. Este é um problema com As teorias da grande unificação, que propõe que a altas temperaturas (como no início do universo) a força eletromagnética , forte, e fraco forças nucleares não são, na verdade, as forças fundamentais, mas surgir devido a quebra espontânea de simetria de uma única avaliar teoria. Estas teorias prever um número de partículas pesadas, estáveis, que não foram ainda observados na natureza. O mais notório é o monopolo magnético, uma espécie de estável pesado "nó", no campo magnético. Monopolos se espera que sejam copiosamente produzidos em teorias unificadas Grandes em alta temperatura, e eles devem ter persistido até os dias atuais, a tal ponto que se tornaria o principal constituinte do universo. Não só é que não é o caso, mas todas as pesquisas para eles até agora acabou infrutífera, colocando limites rigorosos sobre a densidade de monopolos magnéticos relíquia no universo. Um período de inflação que ocorre abaixo da temperatura em que monopoles magnéticas podem ser produzidas iria oferecer uma possível solução para este problema: monopoles seriam separadas uma da outra como o universo se expande em torno deles, diminuindo potencialmente a sua densidade observada em muitas ordens de magnitude. Embora, como cosmólogo Martin Rees escreveu, "Os céticos sobre física exótica podem não estar bastante impressionado com um argumento teórico para explicar a ausência de partículas que são eles próprios apenas hipóteses. A medicina preventiva pode facilmente parecer 100 por cento eficaz contra uma doença que não existe!"

História

Precursores

Nos primeiros dias da Relatividade Geral , Albert Einstein introduziu o cosmológico constante para permitir que um solução estática, que era uma esfera tridimensional com uma densidade uniforme da matéria. Um pouco mais tarde, Willem de Sitter encontrou um universo inflar altamente simétrica, que descrevia um universo com uma constante cosmológica que é vazio. Descobriu-se que a solução de Einstein é instável, e se há pequenas flutuações, ele acabará ou entra em colapso ou se transforma em de Sitter de.

No início de 1970 Zeldovich notou o achatamento e horizonte graves problemas da cosmologia do Big Bang; antes de sua obra, foi presumido cosmologia para ser simétrico em bases puramente filosóficas. Na União Soviética, esta e outras considerações levaram Belinski e Khalatnikov para analisar a caótica BKL singularidade na relatividade geral. Misner de Universo Mixmaster tentou utilizar este comportamento caótico para resolver os problemas cosmológicos, com sucesso limitado.

No final de 1970, Sidney Coleman aplicado a instanton desenvolvido por técnicas Alexander Polyakov e colaboradores para estudar o destino do falso vácuo na teoria quântica de campos. Como uma fase metastável na estatística mecânica em água abaixo da temperatura de congelamento ou acima do-campo de um ponto de ebulição quântico seria necessário um grande bolha nucleação suficiente do novo vácuo, a nova fase, a fim de fazer uma transição. Coleman encontrou o caminho mais provável para a deterioração deterioração vácuo e calculado o tempo de vida inversa por unidade de volume. Ele observou que, eventualmente, efeitos gravitacionais seria significativo, mas ele não calcular esses efeitos e não aplicar os resultados à cosmologia.

Na União Soviética, Alexei Starobinsky observou que correções quânticas a relatividade geral deve ser importante no início do universo, e estes genericamente levar a correções de curvatura-quadrado para a Ação de Einstein-Hilbert. A solução para as equações de Einstein na presença de curvatura quadrado termos, quando as curvaturas são grandes, pode levar a uma constante cosmológica eficaz, então ele propôs que o universo primitivo passou por uma fase deSitter, uma era inflacionária. Este resolvido os problemas da cosmologia, e levou a previsões específicas para as correcções à radiação de fundo em microondas, correcções que foram calculados em detalhe pouco depois.

Em 1978, Zeldovich observou o problema monopole, que era uma versão quantitativa inequívoca do problema do horizonte, desta vez em um subcampo de moda de física de partículas, o que levou a várias tentativas especulativas para resolvê-lo. Em 1980, trabalhando no oeste, Alan Guth percebeu que a cárie vácuo falso no início do universo iria resolver o problema, levando-o a propor escalar inflação impulsionada. Cenários de Guth Starobinsky de ambos e previu uma fase inicial deSitter, diferindo apenas nos detalhes do mecanismo.

Os primeiros modelos inflacionários

A inflação foi proposta em janeiro de 1980, por Alan Guth como um mecanismo para resolver esses problemas. Ao mesmo tempo, Starobinsky argumentou que correções quânticas a gravidade iria substituir a singularidade inicial do universo com uma fase deSitter expansão exponencial. Em Outubro de 1980, Demóstenes Kazanas sugerido que a expansão exponencial poderia eliminar o horizonte de partícula e talvez resolver o problema do horizonte, enquanto Sato sugeriu que uma expansão exponencial poderia eliminar paredes de domínio (outro tipo de relíquia exótica). Em 1981 Einhorn e Sato publicou um modelo semelhante ao de Guth e mostrou que iria resolver o quebra-cabeça do abundância monopole magnético As teorias da grande unificação. Como Guth, concluíram que tal modelo não apenas necessário ajuste fino da constante cosmológica, mas também é provável que os levam a um universo muito muito granular, ou seja, a grandes variações de densidade resultantes de colisões de parede bolha.

O tamanho físico da Raio Hubble (linha contínua) em função da expansão linear (fator de escala) do universo. Durante a inflação cosmológica, o raio de Hubble é constante. O comprimento de onda de um modo físico perturbação (linha tracejada) também é mostrada. O enredo ilustra como o modo de perturbação cresce maior do que o horizonte durante a inflação cosmológica antes de voltar para dentro do horizonte, que cresce rapidamente durante a dominação radiação. Nunca se a inflação cosmológica tinha acontecido, e dominação radiação continuou até que uma volta singularidade gravitacional, então o modo nunca teria sido fora do horizonte no universo muito cedo, e não mecanismo causal poderia ter assegurado que o universo era homogênea na escala do modo de perturbação.

Guth propôs que como o universo inicial resfriado, ele foi preso em uma falso vácuo com uma alta densidade de energia, que é muito parecido com um constante cosmológica. Como o universo muito cedo arrefecida foi preso em uma estado metastable (foi ) que ele só poderia decadência supercooled de através do processo de bolha nucleação via tunelamento quântico. Bolhas de verdadeiro vácuo formam espontaneamente no mar de falso vazio e rapidamente começar a expandir a velocidade da luz . Guth reconheceu que este modelo era problemático porque o modelo não aquecer corretamente: quando as bolhas nucleadas, que não gerou qualquer radiação. A radiação só podia ser gerada em colisões entre as paredes da bolha. Mas se a inflação durou o tempo suficiente para resolver os problemas de condições iniciais, colisões entre bolhas tornou-se extremamente raros. Em qualquer um remendo causal é provável que apenas uma bolha vai nucleada.

Inflação lento-roll

O problema da bolha colisão foi resolvido por Andrei Linde e independentemente por Andreas Albrecht e Paul Steinhardt em um modelo chamado nova inflação ou inflação-roll lento (modelo de Guth, em seguida, tornou-se conhecido como inflação antiga). Neste modelo, em vez de tunelamento fora de um estado falso vácuo, a inflação ocorreu por um campo escalar rolando uma colina potencial de energia. Quando os rolos de campo muito lentamente em comparação com a expansão do universo, ocorre a inflação. No entanto, quando o monte se torna mais acentuada, extremidades de inflação e de reaquecimento pode ocorrer.

Efeitos das assimetrias

Eventualmente, foi demonstrado que a nova inflação não produz um universo perfeitamente simétrica, mas que pequenas flutuações quânticas no inflaton são criados. Estas pequenas flutuações formar as sementes primordiais para toda a estrutura criada no universo mais tarde. Estas flutuações foram calculados pela primeira vez por Viatcheslav Mukhanov e GV Chibisov na União Soviética na análise de modelo semelhante de Starobinsky. No contexto da inflação, eles foram trabalhados de forma independente do trabalho de Mukhanov e Chibisov no três semanas 1982 Nuffield Workshop sobre o universo muito adiantado na Universidade de Cambridge . As flutuações foram calculadas por quatro grupos de trabalho em separado ao longo do workshop: Stephen Hawking ; Starobinsky; Guth e So-Young Pi; e James M. Bardeen, Paul Steinhardt e Michael Turner.

Estado de observação

A inflação é um mecanismo para a realização do princípio cosmológico que é a base do modelo padrão da cosmologia física: é responsável pela homogeneidade e isotropia do universo observável. Além disso, é responsável para o achatamento, ea ausência de monopólos magnéticos. Desde os primeiros trabalhos de Guth, cada uma destas observações tem recebido mais uma confirmação, o mais impressionante pelas observações detalhadas da radiação cósmica de fundo feitas pelo Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) espaçonave. Esta análise mostra que o universo é plano com uma precisão de, pelo menos, alguns por cento, e que é homogêneo e isotrópico a uma parte em 10.000.

Além disso, a inflação prevê que formou as estruturas visíveis no Universo hoje através do colapso gravitacional de perturbações que foram formados como flutuações quânticas na época inflacionária. A forma detalhada do espectro de perturbações chamado -quase-escala invariante Campo aleatório de Gauss (ou espectro Harrison-Zeldovich) é muito específico e tem apenas dois parâmetros livres, a amplitude do espectro eo índice espectral, que mede o ligeiro desvio de invariância de escala previsto pela inflação (invariância de escala perfeita corresponde à idealizada universo de Sitter). A inflação prediz que as perturbações observados devem estar em o equilíbrio térmico com o outro (estes são chamados adiabática ou perturbações isentrópicas). Esta estrutura para as perturbações foi confirmada pela sonda WMAP e outros experimentos radiação cósmica de fundo, e levantamentos de galáxias, especialmente a contínua Sloan Digital Sky Survey. Estas experiências demonstraram que uma parte em 10.000 inomogeneidades observados ter exactamente a forma prevista pela teoria. Além disso, existe evidência para um ligeiro desvio de invariância de escala. O índice espectral, n s é igual a um para um espectro de escala-invariante. Os modelos mais simples da inflação predizem que esta quantidade é entre 0,92 e 0,98. A partir dos dados obtidos pela sonda WMAP pode-se inferir que n s = 0,963 ± 0,012, implicando que difere de um ao nível de dois desvios padrão (2σ). Esta é considerada uma importante confirmação da teoria da inflação.

Uma série de teorias de inflação têm sido propostas que fazem predições radicalmente diferentes, mas eles geralmente têm muito mais ajuste fino do que o necessário. Como um modelo físico, no entanto, a inflação é mais valioso na medida em que robustamente prediz as condições iniciais do universo baseado em apenas dois parâmetros ajustáveis: o índice espectral (que só pode mudar de uma pequena gama) e a amplitude das perturbações. Exceto em modelos artificiais, isso é verdade, independentemente de como a inflação é realizado em física de partículas.

Ocasionalmente, são observados os efeitos que parecem contradizer os modelos mais simples da inflação. Os dados do WMAP primeiro ano sugeriu que o espectro pode não ser quase escala-invariante, mas pode sim ter uma ligeira curvatura. No entanto, os dados de terceira anos revelaram que o efeito foi uma anomalia estatística. Outro efeito foi observado em cima desde o primeiro cósmica de fundo em microondas por satélite, o Antecedentes cósmica Explorer: a amplitude do momento de quadrupole da radiação cósmica de fundo é inesperadamente baixa e os outros multipolos baixos parecem ser preferencialmente alinhado com o plano da eclíptica. Alguns afirmam que esta é uma assinatura de não-gaussianidade e, portanto, contradiz os modelos mais simples da inflação. Outros têm sugerido que o efeito pode ser devido a outro novo física, a contaminação de primeiro plano, ou mesmo viés de publicação.

Um programa experimental está em curso para promover a inflação teste com medições mais precisas da radiação cósmica de fundo. Em particular, medições de elevada precisão dos chamados "B"-modos da polarização da radiação de fundo será evidência da radiação gravitacional produzido pela inflação, e que também irá mostrar se a escala de energia de inflação previsto pelos modelos mais simples (10 15 -10 16 GeV) está correto. Estas medições são esperados ser realizada pela Planck sonda, embora não esteja claro se o sinal será visível, ou se a contaminação das fontes de primeiro plano irá interferir com as medições. Outras medições futuras, tais como aqueles de 21 centímetros radiação (radiação emitida e absorvida a partir de hidrogénio neutro antes do primeiras estrelas ligado), podem medir o espectro de potência com maior resolução do que as cósmica de fundo e de galáxias inquéritos, embora não se sabe se estas medidas será possível ou se a interferência com fontes de rádio na terra e na galáxia vai ser muito grande.

A energia escura é muito semelhante à inflação, e é pensado para estar causando a expansão do universo atual para acelerar. No entanto, a escala de energia da energia escura é muito menor, 10 -12 GeV, cerca de 27 ordens de grandeza menor do que a escala de inflação.

Estatuto teórico

Lista de problemas não resolvidos da física
É a teoria da inflação cosmológica correto, e em caso afirmativo, quais são os detalhes desta época? Qual é a hipotética campo inflaton dando origem a inflação?

Na proposta inicial de Guth, pensava-se que o inflatón foi o Higgs campo, o campo que explica a massa das partículas elementares. Acredita-se agora que o inflaton não pode ser o campo de Higgs, embora a recente descoberta do bóson de Higgs tem aumentado o número de obras, considerando o campo de Higgs como inflaton. Outros modelos de inflação se baseou nas propriedades dos grandes teorias unificadas. Uma vez que os modelos simples de grande unificação falharam, ele agora é considerado por muitos físicos que a inflação vai ser incluídos em um supersymmetric teoria como teoria das cordas ou uma grande teoria unificada supersymmetric. Actualmente, enquanto a inflação é entendida principalmente por suas previsões detalhadas do condições iniciais para o início do universo quente, a física de partículas é em grande parte modelagem ad hoc.Como tal, embora as previsões de inflação foram consistentes com os resultados dos ensaios de observação, há muitas questões abertas sobre a teoria.

Problema de ajuste fino

Um dos desafios mais graves para a inflação surge a partir da necessidade de ajuste fino nas teorias inflacionárias. Na nova inflação, as condições-roll lento devem ser satisfeitas para a inflação a ocorrer. As condições-roll lento dizer que o inflaton potencial deve ser plana (em comparação com a grande energia do vácuo) e que as partículas inflaton deve ter uma massa pequena. Para que a nova teoria da inflação de Linde, Albrecht e Steinhardt para ser bem sucedido, portanto, parecia que o universo deve ter um campo escalar com um potencial e especiais especialmente planas condições iniciais.

Andrei Linde

Andrei Linde propôs uma teoria conhecida como inflação caótica em que ele sugeriu que as condições para a inflação são realmente satisfeito bastante genericamente ea inflação ocorrerá em praticamente qualquer universo que começa em um, alto estado de energia caótico e tem um campo escalar com energia potencial ilimitado. No entanto, em seu modelo o campo inflaton leva necessariamente valores maiores do que uma unidade de Planck: por esta razão, estes são muitas vezes chamados grandes de campo modelos e os novos modelos de inflação concorrentes são chamados de campos pequenos modelos. Nesta situação, as previsões da teoria de campo efetivo são pensados ​​para ser inválido, como renormalization deve causar grandes correcções que poderiam impedir a inflação. Este problema ainda não foi resolvido e alguns cosmólogos argumentam que os pequenos modelos de campo, em que a inflação pode ocorrer em uma escala de energia muito menor, são melhores modelos de inflação. Embora a inflação depende da teoria quântica de campo (ea aproximação semiclássica para a gravidade quântica) em uma maneira importante, não tem sido completamente reconciliada com estas teorias.

Robert Brandenberger comentou sobre o ajuste fino em outra situação. A amplitude das heterogeneidades primordiais produzidos na inflação está diretamente ligada com a escala de energia de inflação. Há fortes sugestões que essa escala é em torno de 10 16 GeV ou 10 -3 vezes a energia de Planck. A escala natural é ingenuamente a escala de Planck de modo que este pequeno valor poderia ser visto como uma outra forma de ajuste fino (chamado problema da hierarquia): a densidade de energia dada pelo potencial escalar, diminuiu 10 -12 em comparação com a densidade de Planck. Esta não é geralmente considerado para ser um problema fundamental, no entanto, porque a escala de inflação corresponde naturalmente à escala de calibre unificação.

A inflação eterna

Em muitos modelos de inflação, a fase inflacionária de expansão do universo dura para sempre, pelo menos em algumas regiões do universo. Isso ocorre porque as regiões que inflam expandir muito rapidamente, reproduzindo-se. A menos que a taxa de decaimento para a fase não-inflável é suficientemente rápido, novas regiões INFLANDO são produzidas mais rapidamente do que as regiões não inflar. Em tais modelos maior parte do volume do universo em qualquer dado momento é inflar. Todos os modelos de inflação eterna produzir um multiverso infinito, tipicamente um fractal.

Embora a nova inflação é classicamente rolando o potencial, as flutuações quânticas podem às vezes trazê-lo de volta aos níveis anteriores. Estas regiões em que o inflatón flutua para cima expandir muito mais rápido do que as regiões em que o inflatón tem uma energia potencial mais baixo, e tendem a dominar em termos de volume físico. Este estado estacionário, que primeiro desenvolvido pela Vilenkin, é chamado de "inflação eterna". Tem sido demonstrado que qualquer teoria inflacionária com um potencial não é eterno. É uma conclusão popular entre os físicos que este estado de equilíbrio não pode continuar para sempre no passado. O espaço-tempo inflacionário, que é semelhante ao des espaço Sitter, é incompleta sem uma região contratação. No entanto, ao contrário do espaço de Sitter, as flutuações nos um espaço inflacionário contratação entrará em colapso para formar uma singularidade gravitacional, um ponto onde a densidade se tornar infinito. Portanto, é necessário dispor de uma teoria para as condições iniciais do universo. Linde, no entanto, acredita que a inflação pode ser eterno passado.

Condições iniciais

Alguns físicos têm tentado evitar o problema condições iniciais, propondo modelos para um Universo eternamente inflar sem origem. Estes modelos propõem que enquanto o universo, em escalas maiores, se expande exponencialmente que foi, é e sempre será, espacialmente infinito e tem existido, e existirá para sempre.

Outras propostas tentam descrever o ex nihilo criação do universo baseado em cosmologia quântica eo seguinte inflação. Vilenkin colocar diante de um cenário como esse. Hartle e Hawking ofereceu a proposta de não-limite para a criação inicial do universo em que a inflação surge naturalmente.

Alan Guth tem descrito o universo inflacionário como o "almoço livre final": novos universos, similar ao nosso, estão continuamente produzido em um fundo inflar vasto. Interações gravitacionais, neste caso, contornar (mas não violam) a primeira lei da termodinâmica ( conservação de energia) ea segunda lei da termodinâmica ( entropia ea flecha do problema de tempo). No entanto, enquanto há consenso de que isso resolve o problema condições inicial, alguns têm contestado isso, pois é muito mais provável que o universo surgiu por uma flutuação quântica. Página Donald era um crítico ferrenho da inflação por causa dessa anomalia. Ele ressaltou que a termodinâmica seta do tempo exige baixa entropia condições iniciais, o que seria altamente improvável. De acordo com eles, em vez de resolver este problema, a teoria da inflação agrava ainda mais - o reaquecimento no final da época inflação aumenta a entropia, tornando-se necessário para o estado inicial do Universo para ser ainda mais ordenado do que em outras teorias do Big Bang sem fase de inflação.

Hawking e página mais tarde encontrados resultados ambíguos quando tentavam calcular a probabilidade de a inflação no estado inicial Hartle-Hawking. Outros autores têm argumentado que, uma vez que a inflação é eterna, a probabilidade não importa, contanto que não é precisamente zero: uma vez que começa, a inflação se perpetua e rapidamente domina o universo. No entanto, Albrecht e Lorenzo Sorbo têm argumentado que a probabilidade de um cosmos inflacionário, consistente com observações de hoje, emergentes por uma flutuação aleatória de algum estado pré-existente, em comparação com um cosmos não-inflacionário esmagadoramente favorece o cenário inflacionário, simplesmente porque o " semente "quantidade de energia não-gravitacional necessário para o cosmos inflacionário é muito menos do que qualquer requerida para uma alternativa não-inflacionário, o que supera quaisquer considerações entrópicas.

Outro problema que tem sido ocasionalmente mencionado é os efeitos de problemas trans-Planckian ou trans-Planck. Uma vez que a escala de energia de inflação e da escala de Planck são relativamente próximas, algumas das flutuações quânticas que tornaram-se a estrutura do nosso universo fosse menor do que o comprimento de Planck antes da inflação. Portanto, deve haver correcções da física de Planck escala, em particular, a teoria quântica da gravidade desconhecido. Tem havido algum desacordo sobre a magnitude desse efeito: sobre se é apenas no limiar de detecção ou completamente indetectável.

Inflação híbrida

Outro tipo de inflação, chamada inflação híbrida , é uma extensão da nova inflação. Introduz campos escalares adicionais, de modo que, enquanto um dos campos escalares é responsável pela inflação lenta rolo normal, outro desencadeia o fim da inflação: quando a inflação tem continuado por tempo suficientemente longo, torna-se favorável para o segundo campo a decair para um muito menor estado de energia.

Em inflação híbrido, um dos campos escalares é responsável pela maior parte da densidade de energia (determinando, assim, a taxa de expansão), enquanto o outro é responsável pela lenta rolo (determinando, assim, o período de inflação e do seu termo). Assim, as flutuações do ex-inflatón não afetaria rescisão inflação, enquanto as flutuações no último não afetaria a taxa de expansão. Portanto inflação híbrida não é eterna. Quando o segundo (lento de laminagem) inflatón atinge o fundo do seu potencial, que muda a localização do mínimo do potencial do primeiro inflatón, o que leva a um rolo rápido do inflatón para baixo o seu potencial, levando a terminação de inflação.

Inflação e corda cosmologia

A descoberta de compactifications fluxo têm aberto o caminho para conciliar teoria da inflação e string. Uma nova teoria, chamada inflação brana sugere que a inflação surge a partir do movimento de D-branas na geometria compactada, geralmente no sentido de uma pilha de anti-D-branas. Esta teoria, governado pela acção de Dirac-Born-Infeld , é muito diferente da inflação ordinária. A dinâmica não estão completamente esclarecidos. Parece que condições especiais são necessárias já que a inflação ocorre em tunelamento entre dois vácuos na paisagem string. O processo de encapsulamento entre dois vácuos é uma forma de inflação de idade, mas novo a inflação deve então ocorrer por algum outro mecanismo.

Inflação e gravidade quântica em loop

Ao investigar os efeitos da teoria da gravidade quântica em loop teria sobre cosmologia, um modelo de cosmologia quântica em loop evoluiu que fornece um mecanismo possível para a inflação cosmológica. Gravidade quântica em loop assume um espaço-tempo quantizado. Se a densidade de energia é maior do que pode ser realizada pelo espaço-tempo quantificado, é pensado para se recuperar.

Alternativas à inflação

Os problemas de planicidade e horizonte são naturalmente resolvido na teoria de Einstein-Cartan-Sciama-Kibble da gravidade, sem a necessidade de uma forma exótica de matéria e introdução de parâmetros livres. Esta teoria se estende a relatividade geral, removendo uma restrição da simetria da conexão afim e sobre o seu papel anti-simétrica, o tensor de torsão, como uma variável dinâmica. O acoplamento mínimo entre torção e spinors Dirac gera uma interação spin-spin que é significativo em matéria fermionic extremamente em altas densidades. Tal interação evita a singularidade não físico Big Bang, substituindo-o por um salto cúspide-like com um fator de escala mínima finito, antes que o Universo estava se contraindo. A rápida expansão imediatamente após o Big Bounce explica por que o universo presente em maiores escalas aparece espacialmente plano, homogêneo e isotrópico. Como a densidade do Universo diminui, os efeitos da torção enfraquecer eo Universo sem problemas entra na era dominado por radiação.

Existem modelos que explicam algumas das observações explicadas pela inflação. No entanto nenhuma destas "alternativas" tem a mesma amplitude de explicação como a inflação, e ainda necessitam de inflação para um ajuste mais completa com a observação; eles devem, portanto, ser considerado como adjuntos à inflação, e não como alternativas.

A teoria das cordas requer que, para além das três dimensões espaciais que observamos, existem outras dimensões que são enroladas para cima ou compactadas (ver também a teoria Kaluza-Klein). Dimensões extras aparecer como um componente freqüente de modelos supergravidade e outras abordagens para gravidade quântica. o que levanta a questão de por quatro dimensões do espaço-tempo se tornou grande e tornou-se o resto unobservably pequena. Uma tentativa de resolver esta questão, chamado cosmologia gás seqüência , foi proposto por Robert Brandenberger e Cumrun Vafa. Este modelo centra-se sobre a dinâmica do início do universo considerado como um gás quente de cordas. Brandenberger e Vafa mostram que uma dimensão de espaço-tempo só pode expandir se as cordas que serpenteiam em torno dele pode eficientemente aniquilar uns aos outros. Cada corda é um objeto unidimensional, eo maior número de dimensões em que duas cordas irá genericamente se cruzam (e, presumivelmente, aniquilar) é três. Portanto, argumenta que o número mais provável de dimensões espaciais (grandes) não-compactas é três. Os trabalhos que estão neste modelo se concentra em se pode ter sucesso em estabilizar o tamanho das dimensões compactadas e produzir o espectro correcto de perturbações de densidade primordiais. Para uma revisão recente, ver Os autores admite que seu modelo "não resolve os problemas de entropia e de planicidade da cosmologia padrão ..... e nós podemos fornecer nenhuma explicação para por que o universo atual é tão perto de ser espacialmente plano."

O ekpyrotic e modelos cíclicos também são considerados coadjuvantes para a inflação. Estes modelos resolver o problema do horizonte através de uma época de expansão bem antes do Big Bang, e, em seguida, gerar o espectro necessário de perturbações de densidade primordiais durante uma fase de contratação levando a um Big Crunch. O universo passa pela Big Crunch e emerge em um quente Big Bang fase. Nesse sentido, eles são uma reminiscência do universo oscilante proposto por Richard Chace Tolman: no entanto no modelo de Tolman a idade total do universo é necessariamente finita, enquanto que nesses modelos isso não é necessariamente assim. Se o espectro correto de flutuações de densidade pode ser produzido, e se o universo pode navegar com sucesso a transição Big Bang / Big Crunch, continua a ser um tema de controvérsia e pesquisa atual. Modelos ecpirótico evitar o problema monopolo magnético, enquanto a temperatura na zona de transição Big Crunch / big bang permanece abaixo Unified escala grande, já que esta é a temperatura necessária para produzir monopolos magnéticos em primeiro lugar. Na situação actual, não há nenhuma evidência de qualquer 'abrandar' da expansão, mas isto não é surpreendente como é esperado para cada ciclo de duração da ordem de um bilião de anos.

Outro adjuvante, avelocidade de variação de luz modelo também tem sido teorizado porJean-Pierre Petit em 1988,John Moffat em 1992, bem Andreas Albrecht e João Magueijo em 1999, em vez de expansão superluminar a velocidade da luz foi de 60 ordens de grandeza mais rápida do que o seu valor actual resolver os problemas horizonte e homogeneidade no universo primordial.

As críticas

Desde a sua introdução por Alan Guth em 1980, o paradigma inflacionário tornou-se amplamente aceito. No entanto, muitos físicos, matemáticos e filósofos da ciência expressaram críticas, alegando promessas não cumpridas e falta de suporte empírico sério. Em 1999, John Earman e Jesús Mosterín publicou uma revisão crítica completa da cosmologia inflacionária, concluindo que "nós não pensamos que há, por enquanto, boas razões para admitir qualquer um dos modelos de inflação para o núcleo padrão da cosmologia". Desde 1999 os resultados da missão WMAP em 2006 fez o caso empírico para a inflação cósmica muito convincente.

A fim de trabalhar, e como apontado por Roger Penrose a partir de 1986, a inflação requer condições iniciais extremamente específicas de sua própria, de modo que o problema (ou pseudoproblema) de condições iniciais não está resolvido: "Há algo fundamentalmente equivocado em tentar explicar a uniformidade do universo cedo como resultado de um processo de estabilização térmica. [...] Pois, se o termalização está realmente fazendo alguma coisa [...], em seguida, ela representa um claro aumento da entropia. Assim, o universo teria sido ainda mais especial antes da termalização que após "O problema específico ou de" sintonia fina "condições iniciais não teria sido resolvido.; que teria piorado.

Uma crítica recorrente da inflação é que o campo de inflação invocada não corresponde a qualquer campo físico conhecido, e que a sua curva de energia potencial parece ser um artifício ad hoc para acomodar quase todos os dados que poderiam conseguir. Paul J. Steinhardt, um dos fundadores da cosmologia inflacionária, tornou-se recentemente um dos seus maiores críticos. Ele chama de "bad inflação" um período de expansão acelerada, cujo resultado conflitos com as observações, e 'bom inflação "um compatível com eles:" Não só é ruim inflação mais provável do que bem inflação, mas não a inflação é mais provável do que qualquer um. ... Roger Penrose considerou todas as possíveis configurações do inflaton e campos gravitacionais. Algumas dessas configurações levar a uma inflação ... Outras configurações de levar a um uniforme, universo plano inflação -sem diretamente. A obtenção de um universo plano é em geral pouco provável. Chocante conclusão de Penrose, porém, foi que a obtenção de um universo plano sem inflação é muito mais provável do que com a inflação -por um fator de 10 à googol (10 elevado a 100) poder! "

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