Inflace (kosmologie) - Inflation (cosmology)

Ve fyzické kosmologii je kosmická inflace , kosmologická inflace nebo jen inflace teorií exponenciální expanze prostoru v raném vesmíru . Inflační epocha trvala od 10 ^-36 sekund poté, co se domníval velkého třesku výstřednosti na určitou dobu mezi 10 ^-33 až 10 ^-32 sekundy po jedinečnosti. Po inflační době se vesmír stále rozšiřoval, ale pomaleji. Zrychlení této expanze v důsledku temné energie začalo poté, co byl vesmír starý již přes 7,7 miliardy let (před 5,4 miliardami let).

Teorie inflace byla vyvinuta na konci sedmdesátých a na začátku 80. let s výrazným přispěním několika teoretických fyziků , včetně Alexeje Starobinského z Landauova institutu pro teoretickou fyziku , Alana Gutha z Cornell University a Andrei Linde z Lebedevova fyzického institutu . Alexej Starobinsky, Alan Guth a Andrei Linde získali Kavliho cenu za rok 2014 „za průkopnictví teorie kosmické inflace“. Byl dále vyvinut na začátku 80. let minulého století. Vysvětluje původ rozsáhlé struktury vesmíru . Kvantové fluktuace v mikroskopické inflační oblasti, zvětšené na kosmickou velikost, se stávají zárodky růstu struktury ve vesmíru (viz formace galaxie a vývoj a formování struktury ). Mnoho fyziků se také domnívá, že inflace vysvětluje, proč se vesmír jeví ve všech směrech stejný ( izotropní ), proč je záření kosmického mikrovlnného pozadí distribuováno rovnoměrně, proč je vesmír plochý a proč nebyly pozorovány žádné magnetické monopoly .

Podrobný mechanismus fyziky částic zodpovědný za inflaci není znám. Základní inflační paradigma přijímá většina fyziků, protože řada předpovědí inflačních modelů byla potvrzena pozorováním; podstatná menšina vědců však s touto pozicí nesouhlasí. Hypotetické pole, o kterém se předpokládá, že je zodpovědné za inflaci, se nazývá inflaton .

V roce 2002 byli uznáni tři z původních architektů teorie za jejich hlavní přínos; fyzici Alan Guth z MIT , Andrei Linde ze Stanfordu a Paul Steinhardt z Princetonu se podělili o prestižní Diracovu cenu „za rozvoj konceptu inflace v kosmologii“. V roce 2012 byla Guth a Linde udělena průlomová cena v základní fyzice za vynález a rozvoj inflační kosmologie.

Přehled

Kolem roku 1930 Edwin Hubble zjistil, že světlo ze vzdálených galaxií bylo posunuto červeně ; čím vzdálenější, tím posunutější. To bylo rychle interpretováno tak, že galaxie ustupovaly ze Země. Pokud Země není ve zvláštní, privilegované, centrální poloze ve vesmíru, pak by to znamenalo, že se všechny galaxie vzdalují a čím dále, tím rychleji se vzdalují. Nyní je zřejmé, že vesmír se rozpíná , nese s sebou galaxie a způsobuje toto pozorování. Mnoho dalších pozorování souhlasí a také vede ke stejnému závěru. Mnoho let však nebylo jasné, proč a jak se vesmír může rozpínat, ani co to může znamenat.

Na základě obrovského množství experimentálních pozorování a teoretických prací se nyní věří, že důvodem pozorování je to, že samotný prostor se rozpíná a že se velmi rychle rozšířil během prvního zlomku sekundy po Velkém třesku . Tento druh rozšíření je znám jako „metrické“ rozšíření. V terminologii matematiky a fyziky je „ metrika “ mírou vzdálenosti, která splňuje konkrétní seznam vlastností, a z tohoto výrazu vyplývá, že samotný pocit vzdálenosti ve vesmíru se mění . Dnes je metrická variace příliš malým efektem, než aby byla vidět v méně než mezigalaktickém měřítku.

Moderní vysvětlení metrické expanze vesmíru navrhl fyzik Alan Guth v roce 1979 při zkoumání problému, proč dnes nejsou vidět žádné magnetické monopoly . Zjistil, že pokud by vesmír obsahoval pole ve stavu falešného vakua s pozitivní energií , pak by podle obecné relativity generovalo exponenciální rozpínání prostoru. Velmi rychle si uvědomili, že takové rozšíření vyřeší mnoho dalších dlouhodobých problémů. Tyto problémy vyplývají z pozorování, že aby vesmír vypadal jako dnes , musel by začít z velmi jemně vyladěných neboli „zvláštních“ počátečních podmínek při Velkém třesku. Teorie inflace do značné míry řeší i tyto problémy, takže je vesmír jako ten náš v kontextu teorie velkého třesku mnohem pravděpodobnější.

Dosud nebylo objeveno žádné fyzické pole, které by bylo odpovědné za tuto inflaci. Takové pole by však bylo skalární a první prokázané relativistické skalární pole, Higgsovo pole , bylo objeveno teprve v letech 2012–2013 a stále se zkoumá. Není tedy považováno za problematické, že pole zodpovědné za kosmickou inflaci a metrickou expanzi prostoru dosud nebylo objeveno. Navrhované pole a jeho kvanta ( subatomární částice s ním související) byly pojmenovány inflaton . Pokud by toto pole neexistovalo, vědci by museli navrhnout jiné vysvětlení pro všechna pozorování, která silně naznačují, že došlo k metrické expanzi prostoru a stále se vyskytuje (mnohem pomaleji) i dnes.

Teorie

Rozpínající se vesmír má obecně kosmologický horizont , který analogicky se známějším horizontem způsobeným zakřivením zemského povrchu označuje hranici té části vesmíru, kterou může pozorovatel vidět. Světlo (nebo jiné záření) emitované objekty za kosmologickým horizontem ve zrychlujícím vesmíru se nikdy nedostane k pozorovateli, protože prostor mezi pozorovatelem a objektem se rozpíná příliš rychle.

Historie vesmíru - předpokládá se, že gravitační vlny pocházejí z kosmické inflace, což je expanze rychlejší než světlo těsně po Velkém třesku .

Pozorovatelný vesmír je jedna příčinná náplast mnohem většího nepozorovatelné vesmíru; jiné části vesmíru se Zemí zatím nemohou komunikovat. Tyto části vesmíru jsou mimo náš současný kosmologický horizont. Ve standardním horkém modelu velkého třesku, bez inflace, se kosmologický horizont pohybuje ven a přináší nové oblasti. Přesto, že místní pozorovatel vidí takovou oblast poprvé, nevypadá nijak odlišně od jakékoli jiné oblasti vesmíru, kterou místní pozorovatel již viděl: její záření na pozadí má téměř stejnou teplotu jako záření pozadí v jiných oblastech a jeho časoprostorové zakřivení se vyvíjí s ostatními. To představuje záhadu: jak tyto nové oblasti věděly, jakou teplotu a zakřivení měly mít? Nemohli se to naučit pomocí signálů, protože předtím nebyli v komunikaci s naším minulým světelným kuželem .

Inflace na tuto otázku odpovídá tím, že předpokládá, že všechny regiony pocházejí z dřívější doby s velkou vakuovou energií nebo kosmologickou konstantou . Prostor s kosmologickou konstantou je kvalitativně odlišný: místo pohybu směrem ven zůstává kosmologický horizont na místě. Pro každého pozorovatele je vzdálenost ke kosmologickému horizontu konstantní. Díky exponenciálně se rozšiřujícímu prostoru jsou dva blízcí pozorovatelé velmi rychle odděleni; natolik, že vzdálenost mezi nimi rychle překračuje limity komunikace. Prostorové řezy se velmi rychle rozpínají, aby pokryly obrovské objemy. Věci se neustále pohybují za kosmologickým horizontem, který je v pevné vzdálenosti, a vše se stává homogenním.

Jak se inflační pole pomalu uvolňuje do vakua, kosmologická konstanta jde na nulu a prostor se začíná normálně rozpínat. Nové oblasti, které se objevují během normální expanzní fáze, jsou přesně tytéž oblasti, které byly vytlačeny z horizontu během inflace, a mají tedy téměř stejnou teplotu a zakřivení, protože pocházejí ze stejné původně malé oblasti vesmíru .

Teorie inflace tak vysvětluje, proč jsou teploty a zakřivení různých regionů tak téměř stejné. Rovněž předpovídá, že celkové zakřivení vesmírného řezu v konstantním globálním čase je nulové. Tato předpověď naznačuje, že celková obyčejná hmota, temná hmota a zbytková vakuová energie ve vesmíru se musí přidat ke kritické hustotě a důkazy to podporují. Ještě zajímavější je, že inflace umožňuje fyzikům vypočítat nepatrné teplotní rozdíly v různých oblastech z kvantových fluktuací během inflační éry a mnoho z těchto kvantitativních předpovědí bylo potvrzeno.

Prostor se rozšiřuje

V prostoru, který se exponenciálně (nebo téměř exponenciálně) rozšiřuje s časem, se jakýkoli pár volně plovoucích objektů, které jsou zpočátku v klidu, bude od sebe pohybovat zrychlujícím způsobem, alespoň tak dlouho, dokud nebudou spojeny žádnou silou . Z hlediska jednoho takového objektu je časoprostor něco jako naruby Schwarzschildova černá díra-každý objekt je obklopen sférickým horizontem událostí. Jakmile druhý objekt propadne tímto horizontem, už se nikdy nemůže vrátit a dokonce ani světelné signály, které vysílá, se nikdy nedostanou k prvnímu objektu (alespoň tak dlouho, dokud se prostor bude exponenciálně rozšiřovat).

V přiblížení, že expanze je přesně exponenciální, je horizont statický a zůstává pevnou fyzickou vzdáleností. Tuto záplatu nafukovacího vesmíru lze popsat následující metrikou :

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

Tento exponenciálně expandující časoprostor se nazývá de Sitterův prostor a k jeho udržení musí existovat kosmologická konstanta , hustota vakuové energie, která je v prostoru a čase konstantní a ve výše uvedené metrice úměrná Λ. V případě přesně exponenciální expanze má vakuová energie podtlak p rovný velikosti její energetické hustotě ρ ; stavová rovnice je p = -ρ .

Inflace obvykle není přesně exponenciální expanzí, ale spíše kvazi nebo téměř exponenciální. V takovém vesmíru bude horizont pomalu růst s časem, jak hustota vakuové energie postupně klesá.

Několik nehomogenit zůstává

Vzhledem k tomu, že zrychlující se expanze prostoru roztahuje jakékoli počáteční změny hustoty nebo teploty na velmi velká měřítka délky, je základním rysem inflace to, že vyhlazuje nehomogenity a anizotropie a snižuje zakřivení prostoru . Tím se vesmír dostává do velmi jednoduchého stavu, ve kterém mu zcela dominuje inflatonové pole a jedinou významnou nehomogenitou jsou drobné kvantové fluktuace . Inflace také ředí exotické těžkých částic, jako jsou například magnetické monopólů předpovídané mnoha rozšíření k standardním modelu z částicové fyziky . Pokud by byl vesmír jen tak horký, aby vytvořil takové částice před obdobím inflace, nebyly by v přírodě pozorovány, protože by byly tak vzácné, že je docela pravděpodobné, že v pozorovatelném vesmíru žádné nejsou . Společně se tyto efekty nazývají inflační „teorém bez vlasů“ analogicky s větou bez vlasů pro černé díry .

Věta „bez vlasů“ funguje v podstatě proto, že se kosmologický horizont nijak neliší od horizontu černé díry, kromě filozofických neshod ohledně toho, co je na druhé straně. Interpretace věty bez vlasů je taková, že vesmír (pozorovatelný i nepozorovatelný) se během inflace rozšiřuje o obrovský faktor. V expandujícím vesmíru hustoty energie obecně klesají nebo se ředí, jak se zvyšuje objem vesmíru. Například hustota běžné „studené“ hmoty (prachu) klesá jako inverzní k objemu: když se lineární rozměry zdvojnásobí, hustota energie klesne osmkrát; hustota energie záření klesá ještě rychleji, jak se vesmír rozpíná, protože vlnová délka každého fotonu je natažena ( červeně posunuta ), navíc fotony jsou rozptylovány rozpínáním. Když se lineární rozměry zdvojnásobí, hustota energie v záření klesá šestnáctkrát (viz řešení rovnice kontinuity hustoty energie pro ultra-relativistickou tekutinu ). Během inflace je hustota energie v inflatonovém poli zhruba konstantní. Hustota energie ve všem ostatním, včetně nehomogenit, zakřivení, anizotropií, exotických částic a částic standardního modelu klesá a díky dostatečné inflaci se všechny stávají zanedbatelnými. Vesmír tak zůstane plochý a symetrický a (kromě homogenního inflatonového pole) většinou prázdný, v okamžiku, kdy inflace skončí a začne opětovné zahřívání.

Doba trvání

Klíčovým požadavkem je, aby inflace pokračovala dostatečně dlouho, aby vytvořila současný pozorovatelný vesmír z jediného, malého inflačního objemu HST . To je nezbytné k zajištění toho, aby vesmír vypadal plochý, homogenní a izotropní v největších pozorovatelných měřítcích. Tento požadavek se obecně považuje za splněný, pokud se vesmír během inflace rozpínal faktorem alespoň 10 ²⁶ .

Ohřev

Inflace je období podchlazené expanze, kdy teplota klesá zhruba 100 000krát. (Přesný pokles závisí na modelu, ale v prvních modelech to bylo typicky od 10 ²⁷ K do 10 ²² K.) Tato relativně nízká teplota je udržována během inflační fáze. Když inflace skončí, teplota se vrátí na předinflační teplotu; toto se nazývá opětovné zahřívání nebo termalizace, protože velká potenciální energie inflatonového pole se rozpadá na částice a naplňuje vesmír částicemi standardního modelu , včetně elektromagnetického záření , čímž začíná fáze vesmíru ovládaná radiací . Protože povaha inflace není známa, je tento proces stále špatně pochopen, i když se předpokládá, že probíhá prostřednictvím parametrické rezonance .

Motivace

Inflace řeší několik problémů v Big Bang kosmologie, které byly objeveny v roce 1970. Inflaci poprvé navrhl Alan Guth v roce 1979 při zkoumání problému, proč dnes nejsou vidět žádné magnetické monopoly ; zjistil, že falešné vakuum pozitivní energie by podle obecné relativity generovalo exponenciální expanzi prostoru. Velmi rychle si uvědomili, že takové rozšíření vyřeší mnoho dalších dlouhodobých problémů. Tyto problémy vyplývají z pozorování, že aby vesmír vypadal jako dnes , musel by začít z velmi jemně vyladěných neboli „zvláštních“ počátečních podmínek při Velkém třesku. Inflace se pokouší tyto problémy vyřešit poskytnutím dynamického mechanismu, který pohání vesmír do tohoto zvláštního stavu, což činí vesmír jako ten náš v kontextu teorie velkého třesku mnohem pravděpodobnější.

Problém horizontu

Problém horizont je problém určit, proč se vesmír se objeví statisticky homogenní a izotropní v souladu se zásadou kosmologické . Například molekuly v plynové nádobě jsou distribuovány homogenně a izotropně, protože jsou v tepelné rovnováze: plyn v celé nádobě má dostatek času na interakci, aby rozptýlil nehomogenity a anizotropie. Situace je zcela odlišná v modelu velkého třesku bez inflace, protože gravitační expanze neposkytuje časnému vesmíru dostatek času na vyrovnání. Ve velkém třesku s pouze hmotou a zářením známým ve standardním modelu nemohly dvě široce oddělené oblasti pozorovatelného vesmíru dosáhnout rovnováhy, protože se od sebe pohybují rychleji než rychlost světla, a proto nikdy nepřišly do příčinného kontaktu . V raném vesmíru nebylo možné vyslat světelný signál mezi oběma oblastmi. Protože neměli žádnou interakci, je těžké vysvětlit, proč mají stejnou teplotu (jsou tepelně ekvilibrováni). Historicky, navrhovaná řešení zahrnovala Phoenix vesmír z Georges Lemaître , související oscilační vesmír ze Richard Chase Tolman , a Mixmaster vesmír z Karlova Misner . Lemaître a Tolman navrhli, aby se vesmír procházející řadou cyklů smršťování a rozpínání dostal do tepelné rovnováhy. Jejich modely však selhaly kvůli nahromadění entropie v několika cyklech. Misner udělal (v konečném důsledku nesprávné) domněnku, že Mixmaster mechanismus, který učinil Universe více chaotické, by mohlo vést ke statistické homogenity a izotropie.

Problém rovinnosti

Problém plochosti se někdy nazývá jednou z Dickových náhod (spolu s problémem kosmologické konstanty ). V šedesátých letech se stalo známým, že hustota hmoty ve vesmíru je srovnatelná s kritickou hustotou nezbytnou pro plochý vesmír (tj. Vesmír, jehož geometrie velkého měřítka je obvyklou euklidovskou geometrií , spíše než neeuklidovskou hyperbolickou nebo sférickou geometrie ).

Bez ohledu na tvar vesmíru by tedy příspěvek prostorového zakřivení k expanzi vesmíru nemohl být mnohem větší než příspěvek hmoty. Ale jak se vesmír rozpíná, zakřivení se posunuje pomaleji než hmota a záření. Extrapolováno do minulosti to představuje problém doladění, protože příspěvek zakřivení do vesmíru musí být exponenciálně malý (například o šestnáct řádů menší než hustota záření při nukleosyntéze velkého třesku ). Tento problém zhoršují nedávná pozorování kosmického mikrovlnného pozadí, která ukázala, že vesmír je plochý s přesností několika procent.

Problém magnetického monopolu

Problém magnetického monopolu , někdy nazývaný problém exotických památek, říká, že kdyby byl raný vesmír velmi horký, bylo by vyrobeno velké množství velmi těžkých a stabilních magnetických monopolů . To je problém velkých sjednocených teorií , které tvrdí, že při vysokých teplotách (jako v raném vesmíru) elektromagnetická síla , silné a slabé jaderné síly nejsou ve skutečnosti základními silami, ale vznikají v důsledku spontánního narušení symetrie z teorie jednoho měřidla . Tyto teorie předpovídají řadu těžkých, stabilních částic, které v přírodě nebyly pozorovány. Nejznámější je magnetický monopole, jakýsi stabilní, těžký „náboj“ magnetického pole. Předpokládá se, že monopoly budou hojně produkovány podle velkých sjednocených teorií při vysokých teplotách a měly by přetrvávat až do dnešních dnů, a to do takové míry, že by se staly primární složkou vesmíru. Nejen, že tomu tak není, ale všechna jejich hledání selhala, což kladlo přísné limity na hustotu reliktních magnetických monopolů ve vesmíru. Období inflace, ke kterému dochází pod teplotou, kde lze vytvářet magnetické monopoly, by nabídlo možné řešení tohoto problému: monopoly by se od sebe oddělovaly, jak se vesmír kolem nich rozšiřuje, což by potenciálně snížilo jejich pozorovanou hustotu o mnoho řádů. Ačkoli, jak napsal kosmolog Martin Rees , „Skeptiky o exotické fyzice by teoretický argument vysvětlující nepřítomnost částic, které jsou samy o sobě jen hypotetické, příliš nezaujal. Preventivní medicína se může zdát 100 % účinná proti chorobě, která ne existovat!"

Dějiny

Prekurzory

V počátcích obecné relativity , Albert Einstein představil kosmologickou konstantu , aby se roztok statický , který byl trojrozměrný koule s jednotnou hustotou hmoty. Později Willem de Sitter našel vysoce symetrický nafukovací vesmír, který popisoval vesmír s kosmologickou konstantou, která je jinak prázdná. Bylo zjištěno, že Einsteinův vesmír je nestabilní a že malé výkyvy způsobují jeho kolaps nebo přeměnu na de Sitterův vesmír.

Na začátku 70. let si Zeldovich všiml problémů plochosti a horizontu kosmologie Velkého třesku; před jeho prací byla kosmologie považována za symetrickou na čistě filozofických základech. V Sovětském svazu vedly tyto a další úvahy Belinského a Khalatnikova k analýze chaotické singularity BKL v obecné relativitě. Misnerův Mixmaster vesmír se pokusil použít toto chaotické chování k vyřešení kosmologických problémů, s omezeným úspěchem.

Falešné vakuum

Na konci sedmdesátých let Sidney Coleman použil techniky instanta vyvinuté Alexandrem Polyakovem a spolupracovníky ke studiu osudu falešného vakua v kvantové teorii pole . Stejně jako metastabilní fáze ve statistické mechanice - voda pod bodem mrazu nebo nad bodem varu - by kvantové pole muselo nukleakovat dostatečně velkou bublinu nového vakua, nové fáze, aby bylo možné provést přechod. Coleman našel nejpravděpodobnější cestu rozpadu pro vakuový rozpad a vypočítal inverzní životnost na jednotku objemu. Nakonec poznamenal, že gravitační efekty budou významné, ale tyto efekty nepočítal a výsledky neaplikoval na kosmologii.

Vesmír mohl být spontánně vytvořen z ničeho (bez prostoru , času nebo hmoty ) kvantovými fluktuacemi metastabilního falešného vakua, což způsobilo rozšiřující se bublinu skutečného vakua.

Starobinského inflace

V Sovětském svazu Alexej Starobinsky poznamenal, že kvantové korekce obecné relativity by měly být pro raný vesmír důležité. Ty obecně vedou ke korekcím Einstein – Hilbert na druhou zakřivení a formě gravitace modifikované f ( R ) . Řešení Einsteinových rovnic za přítomnosti zakřivených čtvercových členů, když jsou zakřivení velká, vede k efektivní kosmologické konstantě. Proto navrhl, aby raný vesmír prošel inflační de Sitterovou érou. To vyřešilo problémy kosmologie a vedlo ke konkrétním předpovědím pro korekce mikrovlnného záření na pozadí, korekcí, které byly poté podrobně vypočítány. Akci využil Starobinsky

{\ Displaystyle S = {\ frac {1} {2}} \ int d^{4} x \ left (R+{\ frac {R^{2}} {6M^{2}}} \ right)}

což odpovídá potenciálu

{\ Displaystyle \ quad V (\ phi) = \ Lambda^{4} \ left (1-e^{-{\ sqrt {2/3}} \ phi /M_ {p}^{2}} \ right) ^{2}}

v Einsteinově rámci. Výsledkem jsou pozorovatelné: ${\ Displaystyle n_ {s} = 1-{\ frac {2} {N}}, \ quad \ quad r = {\ frac {12} {N^{2}}}.}$

Problém monopolu

V roce 1978 Zeldovich zaznamenal problém monopolu, což byla jednoznačná kvantitativní verze problému horizontu, tentokrát v podoblasti částicové fyziky, což vedlo k několika spekulativním pokusům o jeho vyřešení. V roce 1980 si Alan Guth uvědomil, že problém vyřeší falešný vakuový rozpad v raném vesmíru, což ho přiměje navrhnout skalární inflaci. Scénáře Starobinského a Gutha předpovídaly počáteční de Sitterovu fázi, lišící se pouze mechanistickými detaily.

Rané inflační modely

Guth navrhl inflaci v lednu 1981, aby vysvětlil neexistenci magnetických monopolů; byl to Guth, kdo vytvořil termín „inflace“. Starobinsky zároveň tvrdil, že kvantové korekce gravitace nahradí počáteční singularitu vesmíru exponenciálně se rozšiřující de Sitterovou fází. V říjnu 1980 Demosthenes Kazanas navrhl, že exponenciální expanze by mohla odstranit horizont částic a možná vyřešit problém horizontu, zatímco Sato navrhl, že exponenciální expanze by mohla eliminovat doménové zdi (další druh exotické památky). V roce 1981 Einhorn a Sato publikovali model podobný Guthovu a ukázali, že by vyřešil hádanku hojnosti magnetického monopolu v Grand Unified Theories. Stejně jako Guth dospěli k závěru, že takový model nejenže vyžaduje jemné doladění kosmologické konstanty, ale také by pravděpodobně vedl k příliš granulárnímu vesmíru, tj. K velkým změnám hustoty v důsledku kolizí stěn bublin.

Fyzická velikost poloměru HST (plná čára) jako funkce lineární expanze (faktor měřítka) vesmíru. Během kosmologické inflace je poloměr HST konstantní. Je také ukázána fyzická vlnová délka poruchového režimu (přerušovaná čára). Graf ukazuje, jak se režim rušení během kosmologické inflace zvětšuje nad horizont, než se vrátí zpět do horizontu, který během dominace záření rychle roste. Pokud by ke kosmologické inflaci nikdy nedošlo a nadvláda radiace pokračovala zpět až do gravitační singularity , pak by režim nikdy nebyl v horizontu ve velmi raném vesmíru a žádný kauzální mechanismus by nemohl zajistit, aby byl vesmír homogenní v měřítku poruchový režim.

Guth navrhl, že jakmile se raný vesmír ochladí, bude uvězněn ve falešném vakuu s vysokou hustotou energie, což je hodně podobné kosmologické konstantě . Když se velmi raný vesmír ochladil, byl uvězněn v metastabilním stavu (byl podchlazený), ze kterého se mohl rozpadat pouze procesem nukleace bublin prostřednictvím kvantového tunelování . Bubliny skutečného vakua se spontánně tvoří v moři falešného vakua a rychle se začínají rozpínat rychlostí světla . Guth uznal, že tento model je problematický, protože se model řádně nezahřívá: když se bubliny vytvářejí jádro, nevytvářejí žádné záření. Radiaci bylo možné generovat pouze při srážkách mezi bublinovými stěnami. Pokud ale inflace trvala dostatečně dlouho na vyřešení problémů s počátečním stavem, staly se srážky mezi bublinami mimořádně vzácnými. V každé kauzální náplasti je pravděpodobné, že by nukleakovala pouze jedna bublina.

... Kazanas (1980) nazval tuto fázi raného vesmíru „de Sitterovou fází“. Název „inflace“ dostal Guth (1981). ... Guth sám neodkazoval na práci Kazanů, dokud nevydal knihu na toto téma pod názvem „Inflační vesmír: hledání nové teorie kosmického původu“ (1997), kde se omlouvá, že neodkázal na práce Kazanů a dalších, související s inflací.

Pomalé nafukování

Problém s kolizí bublin vyřešil Linde a nezávisle Andreas Albrecht a Paul Steinhardt v modelu pojmenovaném nová inflace nebo pomalá inflace (Guthův model se poté stal známým jako stará inflace ). V tomto modelu místo tunelování ze stavu falešného vakua došlo k inflaci skalárním polem, které se valilo z potenciálního energetického kopce. Když se pole ve srovnání s expanzí vesmíru valí velmi pomalu, dochází k inflaci. Když je však kopec strmější, inflace končí a může dojít k opětovnému zahřátí.

Účinky asymetrií

Nakonec se ukázalo, že nová inflace nevytváří dokonale symetrický vesmír, ale že se vytvářejí kvantové fluktuace v inflatonu. Tyto výkyvy tvoří prvotní zárodky veškeré struktury vytvořené v pozdějším vesmíru. Tyto výkyvy byly nejprve vypočítá Viatcheslav Mukhanov a GV Chibisov při analýze Starobinsky je podobný modelu. V kontextu inflace byly vypracovány nezávisle na práci Mukhanova a Chibisova na třítýdenním workshopu Nuffield Workshop on the Very Early Universe na univerzitě v Cambridgi v roce 1982 . Fluktuace byly vypočítány čtyřmi skupinami pracujícími samostatně v průběhu workshopu: Stephen Hawking ; Starobinsky; Guth a So-Young Pi; a Bardeen , Steinhardt a Turner .

Pozorovací stav

Inflace je mechanismus realizace kosmologického principu , který je základem standardního modelu fyzické kosmologie: odpovídá za homogenitu a izotropii pozorovatelného vesmíru. Kromě toho odpovídá za pozorovanou plochost a absenci magnetických monopolů. Od Guttovy rané práce obdrželo každé z těchto pozorování další potvrzení, nejvíce působivé díky podrobným pozorováním kosmického mikrovlnného pozadí, které provedla kosmická loď Planck . Tato analýza ukazuje, že vesmír je plochý s přesností 0,5 procenta a že je homogenní a izotropní na jednu část ze 100 000.

Inflace předpovídá, že struktury viditelné ve vesmíru dnes vznikly gravitačním kolapsem poruch, které byly vytvořeny jako kvantově mechanické fluktuace v inflační epochě. Podrobná forma spektra poruch, nazývaná Gaussovské náhodné pole téměř neměnné v měřítku, je velmi specifická a má pouze dva volné parametry. Jednou je amplituda spektra a spektrální index , který měří mírnou odchylku od invariance měřítka předpovídanou inflací (dokonalá invariance měřítka odpovídá idealizovanému de Sitterovu vesmíru). Druhým volným parametrem je tenzorový a skalární poměr. Nejjednodušší inflační modely, ty bez jemného doladění , předpovídají tenzorový a skalární poměr blízko 0,1.

Inflace předpovídá, že pozorované poruchy by měly být navzájem v tepelné rovnováze (nazývají se adiabatické nebo izentropické poruchy). Tato struktura pro poruch bylo potvrzeno Planckova kosmické lodi , WMAP kosmických lodí a dalších vesmírného mikrovlnného pozadí (CMB), experimenty a galaktických výzkumů , zejména pokračující Sloan Digital Sky Survey . Tyto experimenty ukázaly, že jedna část ze 100 000 pozorovaných nehomogenit má přesně formu předpovězenou teorií. Existují důkazy o mírné odchylce od invariance rozsahu. Spektrální index , n _je jedna pro rozměrově neměnného Harrison-Zel'dovich spektra. Nejjednodušší inflační modely předpovídají, že n _s je mezi 0,92 a 0,98. Toto je rozsah, který je možný bez jemného doladění parametrů souvisejících s energií. Z Planckových dat lze odvodit, že n _s = 0,968 ± 0,006 a tenzorový a skalární poměr, který je menší než 0,11. Ty jsou považovány za důležité potvrzení teorie inflace.

Byly navrženy různé inflační teorie, které vytvářejí radikálně odlišné předpovědi, ale obecně mají mnohem jemnější doladění, než by bylo nutné. Jako fyzický model je však inflace nejcennější v tom, že robustně předpovídá počáteční podmínky vesmíru na základě pouze dvou nastavitelných parametrů: spektrálního indexu (který se může měnit pouze v malém rozsahu) a amplitudy poruch. S výjimkou vykonstruovaných modelů to platí bez ohledu na to, jak je inflace ve fyzice částic realizována.

Občas jsou pozorovány efekty, které se zdají být v rozporu s nejjednoduššími modely inflace. Data WMAP z prvního roku naznačovala, že spektrum nemusí být téměř neměnné v měřítku, ale místo toho může mít mírné zakřivení. Údaje ze třetího roku však odhalily, že účinek byl statistickou anomálií. Od prvního kosmického mikrovlnného pozadí satelitu, kosmického průzkumníka pozadí, byl pozorován další účinek , že amplituda kvadrupólového momentu CMB je neočekávaně nízká a ostatní nízké multipoly se zdají být přednostně zarovnány s ekliptickou rovinou . Někteří tvrdili, že se jedná o podpis ne-gaussiánství, a proto odporuje nejjednodušším modelům inflace. Jiní navrhli, že účinek může být způsoben jinou novou fyzikou, kontaminací v popředí nebo dokonce zaujatostí publikace .

Probíhá experimentální program pro další testování nafukování pomocí přesnějších měření CMB. Zejména vysoce přesná měření takzvaných „B-režimů“ polarizace záření pozadí by mohla poskytnout důkaz o gravitačním záření produkovaném inflací a mohla by také ukázat, zda energetický rozsah inflace předpovídaný nejjednoduššími modely ( 10 ¹⁵ –10 ¹⁶ GeV ) je správná. V březnu 2014 tým BICEP2 oznámil polarizaci CMB v režimu B, což potvrzuje, že byla prokázána inflace. Tým oznámil, že poměr tenzoru a skalárního výkonu je mezi 0,15 a 0,27 (odmítá nulovou hypotézu; očekává se, že při absenci inflace bude 0). Dne 19. června 2014 však byla hlášena snížená důvěra v potvrzení zjištění; dne 19. září 2014 bylo zaznamenáno další snížení důvěry a dne 30. ledna 2015 byla zaznamenána ještě menší důvěra. Do roku 2018 navrhla další data s 95% jistotou, což je 0,06 nebo nižší: v souladu s nulovou hypotézou, ale stále také v souladu s mnoha zbývajícími modely inflace. ${\ displaystyle r}$ ${\ displaystyle r}$ ${\ displaystyle r}$

Další potenciálně potvrzující měření se očekávají od kosmické lodi Planck , i když není jasné, zda bude signál viditelný, nebo zda bude rušit kontaminace ze zdrojů v popředí. Další nadcházející měření, jako například 21 centimetrové záření (záření emitované a absorbované z neutrálního vodíku před vytvořením prvních hvězd ), mohou měřit výkonové spektrum s ještě větším rozlišením než průzkumy CMB a galaxií, i když není známo, zda tato měření bude možné, nebo pokud bude interference s rádiovými zdroji na Zemi a v galaxii příliš velká.

Teoretický stav

Nevyřešený problém ve fyzice :

Je teorie kosmologické inflace správná, a pokud ano, jaké jsou podrobnosti této epochy? Co je hypotetické inflatonové pole, které vede k inflaci?

(více nevyřešených problémů ve fyzice)

V Guthově počátečním návrhu se mělo za to, že inflaton je Higgsovo pole , pole, které vysvětluje hmotnost elementárních částic. Nyní někteří věří, že inflaton nemůže být Higgsovo pole, ačkoli nedávný objev Higgsova bosonu zvýšil počet prací, které považují Higgsovo pole za inflaton. Jedním z problémů této identifikace je současné napětí s experimentálními daty v elektroslabém měřítku, které je v současné době studováno na Large Hadron Collider (LHC). Jiné modely inflace se spoléhaly na vlastnosti velkých sjednocených teorií. Protože nejjednodušší modely velkého sjednocení selhaly, nyní si mnoho fyziků myslí, že inflace bude zahrnuta do supersymetrické teorie, jako je teorie strun nebo supersymetrická velká sjednocená teorie. V současné době, zatímco inflaci chápou především její podrobné předpovědi počátečních podmínek pro horký raný vesmír, fyzika částic je do značné míry ad hoc modelováním. Přestože předpovědi inflace byly jako takové konzistentní s výsledky pozorovacích testů, zůstává mnoho otevřených otázek.

Doladění problém

Jedna z nejzávažnějších výzev inflace vyplývá z potřeby jemného doladění . Při nové inflaci musí být splněny pomalé podmínky, aby došlo k inflaci. Podmínky pomalého otáčení říkají, že potenciál inflatonu musí být plochý (ve srovnání s energií velkého vakua ) a že částice inflatonu musí mít malou hmotnost. Nová inflace vyžaduje, aby vesmír měl skalární pole se zvláště plochým potenciálem a speciálními počátečními podmínkami. Byla však navržena vysvětlení těchto jemných doladění. Například klasicky škálovatelné invariantní polní teorie, kde je invariance rozsahu narušena kvantovými efekty, poskytují vysvětlení plochosti inflačních potenciálů, pokud lze tuto teorii studovat pomocí poruchové teorie .

Linde navrhl teorii známou jako chaotická inflace, ve které navrhl, že podmínky pro inflaci byly ve skutečnosti zcela obecně splněny. Inflace nastane prakticky v každém vesmíru, který začíná v chaotickém stavu s vysokou energií, který má skalární pole s neomezenou potenciální energií. V jeho modelu však inflatonové pole nutně nabývá hodnot větších než jedna Planckova jednotka : z tohoto důvodu se jim často říká velké polní modely a konkurenčním novým inflačním modelům se říká malé polní modely. V této situaci jsou předpovědi efektivní teorie pole považovány za neplatné, protože renormalizace by měla způsobit velké korekce, které by mohly zabránit inflaci. Tento problém ještě nebyl vyřešen a někteří kosmologové tvrdí, že modely malých polí, ve kterých může dojít k inflaci v mnohem nižším energetickém měřítku, jsou lepšími modely. Zatímco inflace závisí na kvantové teorii pole (a semiclassical ke kvantové gravitace ) v důležité cestě, nebyl úplně smířený s těmito teoriemi.

Brandenberger komentoval doladění v jiné situaci. Amplituda prvotních nehomogenit produkovaných v inflaci je přímo svázána s energetickým měřítkem inflace. Tato stupnice je navržena tak, aby byla přibližně 10 ¹⁶ GeV nebo ^10–3krát větší než Planckova energie . Přirozený stupnice je naivně měřítko Planckova takže tato malá hodnota by mohla být považována za další formu jemného ladění (nazývané problém hierarchie ): hustota energie dané skalárního potenciálu je nižší o 10 ^-12 ve srovnání s hustotou Planckova . To však obvykle není považováno za kritický problém, protože míra inflace přirozeně odpovídá měřítku unifikace měřidel.

Věčná inflace

V mnoha modelech inflační fáze expanze vesmíru trvá navždy alespoň v některých oblastech vesmíru. K tomu dochází, protože nafukovací oblasti se velmi rychle rozšiřují a samy se reprodukují. Pokud není rychlost rozpadu na fázi nenafukování dostatečně rychlá, nové nafukovací oblasti se vytvářejí rychleji než nafukovací oblasti. V takových modelech se většina objemu Vesmíru nepřetržitě nafukuje v daném okamžiku.

Všechny modely věčné inflace produkují nekonečný, hypotetický multivesmír, typicky fraktál. Teorie multivesmíru vytvořila ve vědecké komunitě značné rozpory ohledně životaschopnosti inflačního modelu.

Paul Steinhardt , jeden z původních architektů inflačního modelu, představil první příklad věčné inflace v roce 1983. Ukázal, že inflace může pokračovat navždy tím, že vytvoří bubliny nefukovacího prostoru naplněné horkou hmotou a zářením obklopené prázdným prostorem, který pokračuje v nafukování. Bubliny nemohly růst dostatečně rychle, aby udržely krok s inflací. Později téhož roku Alexander Vilenkin ukázal, že věčná inflace je obecná.

Přestože nová inflace klasicky snižuje potenciál, kvantové fluktuace ji někdy mohou zvednout na předchozí úrovně. Tyto oblasti, ve kterých inflaton kolísá vzhůru, expandují mnohem rychleji než oblasti, ve kterých má inflaton nižší potenciální energii, a mají tendenci dominovat z hlediska fyzického objemu. Ukázalo se, že jakákoli inflační teorie s neomezeným potenciálem je věčná. Existují známé věty, že tento ustálený stav nemůže pokračovat navždy do minulosti. Inflační časoprostor, který je podobný de Sitterovu prostoru, je bez smršťovací oblasti neúplný. Na rozdíl od de Sitterova prostoru se však výkyvy ve smršťujícím se inflačním prostoru zhroutí a vytvoří gravitační singularitu, bod, kde se hustoty stanou nekonečnými. Proto je nutné mít teorii pro počáteční podmínky vesmíru.

Ve věčné inflaci mají regiony s inflací exponenciálně rostoucí objem, zatímco regiony, které se nenafukují, nikoli. To naznačuje, že objem nafukovací části Vesmíru v globálním obraze je vždy nepředstavitelně větší než část, která se nafukování zastavila, přestože inflace nakonec končí, jak ji vidí každý předinflační pozorovatel. Vědci nesouhlasí v tom, jak přiřadit rozdělení pravděpodobnosti této hypotetické antropické krajině. Pokud se pravděpodobnost různých regionů počítá podle objemu, je třeba očekávat, že inflace nikdy neskončí, nebo při použití okrajových podmínek, pro jejichž pozorování existuje místní pozorovatel, inflace skončí tak pozdě, jak to jen bude možné.

Někteří fyzici věří, že tento paradox lze vyřešit vážením pozorovatelů podle jejich předinflačního objemu. Jiní se domnívají, že paradox neexistuje vyřešen a že multivesmír je zásadní chybou v inflačním paradigmatu. Paul Steinhardt, který nejprve představil věčný inflační model, se z tohoto důvodu později stal jedním z jeho nejhlasitějších kritiků.

Počáteční podmínky

Někteří fyzici se pokusili vyhnout se problému počátečních podmínek tím, že navrhli modely pro věčně nafukovací vesmír bez původu. Tyto modely navrhují, že zatímco vesmír v největších měřítcích exponenciálně expanduje, byl, je a vždy bude, prostorově nekonečný a existoval a bude existovat navždy.

Další návrhy se pokoušejí popsat vytvoření vesmíru ex nihilo na základě kvantové kosmologie a následující inflace. Vilenkin navrhl jeden takový scénář. Hartle a Hawking nabídli neomezený návrh počátečního vytvoření vesmíru, v němž přirozeně dochází k inflaci.

Guth popsal inflační vesmír jako „konečný oběd zdarma“: nové vesmíry, podobné tomu našemu, jsou neustále vytvářeny v obrovském nafukovacím pozadí. Gravitační interakce v tomto případě obcházejí (ale neporušují) první termodynamický zákon ( zachování energie ) a druhý termodynamický zákon ( entropie a problém šipky času ). Přestože existuje shoda, že se tím vyřeší problém počátečních podmínek, někteří s tím nesouhlasí, protože je mnohem pravděpodobnější, že vesmír vznikl kvantovou fluktuací . Kvůli této anomálii byl Don Page otevřeným kritikem inflace. Zdůraznil, že termodynamická šipka času vyžaduje počáteční podmínky nízké entropie , což by bylo velmi nepravděpodobné. Podle nich to teorie inflace místo řešení tohoto problému zhoršuje - opětovné zahřátí na konci inflační éry zvyšuje entropii, takže je nutné, aby byl počáteční stav vesmíru ještě uspořádanější než v jiných teoriích velkého třesku s žádná fáze inflace.

Hawking a Page později zjistili nejednoznačné výsledky, když se pokusili vypočítat pravděpodobnost inflace v počátečním stavu Hartle-Hawking. Jiní autoři tvrdili, že jelikož je inflace věčná, na pravděpodobnosti nezáleží, pokud není přesně nulová: jakmile začne, inflace se sama udržuje a rychle ovládne Vesmír. Albrecht a Lorenzo Sorbo však tvrdili, že pravděpodobnost inflačního kosmu, která je v souladu s dnešními pozorováními, vznikající náhodným kolísáním z nějakého již existujícího stavu, je mnohem vyšší než u neinflačního kosmu. Důvodem je, že „zárodečné“ množství gravitační energie potřebné pro inflační vesmír je mnohem menší než pro neinflační alternativu, která převažuje nad veškerými entropickými úvahami.

Další problém, který byl příležitostně zmiňován, je trans-Planckianův problém nebo trans-Planckian efekty. Vzhledem k tomu, že energetická škála inflace a Planckova škála jsou relativně blízké, byly některé kvantové fluktuace, které tvoří strukturu v našem vesmíru, menší než Planckova délka před inflací. Proto by měly existovat opravy z fyziky Planckova měřítka, zejména neznámé kvantové gravitační teorie. Ohledně rozsahu tohoto účinku přetrvává určitá neshoda: ohledně toho, zda je jen na prahu detekovatelnosti, nebo je zcela nezjistitelný.

Hybridní inflace

Další druh inflace, nazývaný hybridní inflace , je rozšířením nové inflace. Zavádí další skalární pole, takže zatímco jedno ze skalárních polí je zodpovědné za normální pomalou inflaci rolí, jiné spouští konec inflace: když inflace pokračuje dostatečně dlouho, stane se příznivým pro druhé pole, aby se rozpadlo na mnohem nižší energetický stav.

V hybridní inflaci je jedno skalární pole zodpovědné za většinu hustoty energie (tedy určující rychlost expanze), zatímco jiné je zodpovědné za pomalý pohyb (určuje tedy období inflace a její ukončení). Kolísání první inflace tedy neovlivní ukončení inflace, zatímco fluktuace druhé inflace nebude mít vliv na rychlost expanze. Hybridní inflace proto není věčná. Když druhý (pomalu se valící) inflaton dosáhne dna svého potenciálu, změní umístění minima potenciálu prvního inflatonu, což vede k rychlému pohybu inflatonu po jeho potenciálu, což vede k ukončení inflace.

Vztah k temné energii

Temná energie je zhruba podobná inflaci a předpokládá se, že způsobuje zrychlení expanze dnešního vesmíru. Energetický rozsah temné energie je však mnohem nižší, 10 ⁻¹² GeV, zhruba o 27 řádů menší než měřítko inflace.

Inflace a kosmologie strun

Objev kompaktifikací toku otevřel cestu k sladění inflace a teorie strun. Inflace brane naznačuje, že inflace vzniká pohybem D-bran v kompaktní geometrii, obvykle směrem k hromádce anti-D-branes. Tato teorie, řízená akcí Dirac-Born-Infeld , se liší od běžné inflace. Dynamika není zcela pochopena. Zdá se, že jsou nutné zvláštní podmínky, protože v tunelu mezi dvěma vakuy v řetězcovém prostředí dochází k inflaci . Proces tunelování mezi dvěma vacua je formou staré inflace, ale k nové inflaci pak musí dojít jiným mechanismem.

Inflace a smyčková kvantová gravitace

Při zkoumání účinků teorie smyčkové kvantové gravitace na kosmologii se vyvinul smyčkový kvantový kosmologický model, který poskytuje možný mechanismus kosmologické inflace. Smyčka kvantové gravitace předpokládá kvantovaný časoprostor. Pokud je hustota energie větší, než kolik dokáže kvantovaný časoprostor udržet, má se za to, že se odrazí.

Alternativy a doplňky

Byly zdokonaleny další modely, o nichž se tvrdí, že vysvětlují některá nebo všechna pozorování řešená inflací.

Velký odskok

Hypotéza velkého odrazu se pokouší nahradit kosmickou singularitu kosmickou kontrakcí a odrazem, čímž vysvětluje počáteční podmínky, které vedly k velkému třesku. Problémy s rovinností a horizontem jsou přirozeně vyřešeny v gravitační teorii Einstein-Cartan -Sciama-Kibble, aniž by bylo potřeba exotická forma hmoty nebo volné parametry. Tato teorie rozšiřuje obecnou relativitu odstraněním omezení symetrie afinního spojení a její antisymetrickou část, torzní tenzor , jako dynamickou proměnnou. Minimální vazba mezi torzními a Diracovými spinory vytváří interakci spin-spin, která je významná ve fermionické hmotě při extrémně vysokých hustotách. Taková interakce odvrací nefyzickou singularitu Velkého třesku a nahrazuje ji nárazovým odrazem při konečném minimálním faktoru měřítka, před kterým se vesmír smršťoval. Rychlá expanze bezprostředně po Big Bounce vysvětluje, proč se současný vesmír v největších měřítcích jeví jako prostorově plochý, homogenní a izotropní. Jak hustota vesmíru klesá, účinky torze slábnou a vesmír plynule vstupuje do éry ovládané radiací.

Ekpyrotické a cyklické modely

Tyto ekpyrotic a cyklické modely jsou rovněž považovány za přídavky na inflaci. Tyto modely řeší problém horizontu pomocí rozpínající se epochy ještě před Velkým třeskem a poté generují požadované spektrum poruch prvotní hustoty během fáze smršťování vedoucí k velké krizi . Vesmír prochází Big Crunch a vzniká v horké fázi velkého třesku . V tomto smyslu jsou připomínající Richard Chace Tolman ‚s oscilační vesmíru ; v Tolmanově modelu je však celkový věk Vesmíru nutně konečný, zatímco v těchto modelech tomu tak nutně není. Zda je možné produkovat správné spektrum fluktuací hustoty a zda vesmír dokáže úspěšně navigovat přechodem Big Bang/Big Crunch, zůstává předmětem kontroverzí a současného výzkumu. Ekpyrotické modely se vyhýbají problému magnetického monopolu , pokud teplota při přechodu Big Crunch/Big Bang zůstává pod Grand Unified Scale, protože to je teplota nezbytná k výrobě magnetických monopolů na prvním místě. Za současného stavu neexistuje žádný důkaz o nějakém „zpomalení“ expanze, ale to není překvapující, protože každý cyklus má trvat řádově bilion let.

Kosmologie řetězcových plynů

Teorie strun vyžaduje, aby kromě tří pozorovatelných prostorových dimenzí existovaly další dimenze, které jsou stočeny nebo zhutněny (viz také Kaluza -Kleinova teorie ). Extra dimenze se jeví jako častá součást supergravitačních modelů a dalších přístupů ke kvantové gravitaci . To vyvolalo podmíněnou otázku, proč se čtyři časoprostorové dimenze zvětšily a zbytek se stal nepozorovatelně malým. Pokus o řešení této otázky, nazývané kosmologie řetězcových plynů , navrhli Robert Brandenberger a Cumrun Vafa . Tento model se zaměřuje na dynamiku raného vesmíru považovaného za horký plyn strun. Brandenberger a Vafa ukazují, že rozměr časoprostoru se může rozšířit pouze tehdy, pokud se struny, které se kolem něj vine, mohou navzájem účinně zničit. Každý řetězec je jednorozměrný objekt a největší počet dimenzí, ve kterých se dva řetězce obecně protnou (a pravděpodobně anihilují), jsou tři. Nejpravděpodobnější počet nekompaktních (velkých) prostorových rozměrů jsou proto tři. Současná práce na tomto modelu se soustředí na to, zda dokáže uspět ve stabilizaci velikosti kompaktních rozměrů a vytvořit správné spektrum poruch prvotní hustoty. Původní model „neřešil problémy entropie a plochosti standardní kosmologie“, ačkoli Brandenburger a spoluautoři později tvrdili, že tyto problémy lze odstranit implementací kosmologie řetězcových plynů v kontextu scénáře skákajícího vesmíru.

Měnící se c

Byly navrženy kosmologické modely využívající proměnnou rychlost světla k vyřešení problému horizontu a poskytnutí alternativy ke kosmické inflaci. V modelech VSL je základní konstanta c , označující rychlost světla ve vakuu, v raném vesmíru větší než její současná hodnota, čímž se účinně zvyšuje horizont částic v době oddělení dostatečně na to, aby odpovídalo pozorované izotropii CMB.

Kritika

Od svého zavedení Alanem Guthem v roce 1980 se inflační paradigma stalo široce přijímaným. Přesto mnoho fyziků, matematiků a filozofů vědy vyjádřilo kritiku, prohlašovalo netestovatelné předpovědi a nedostatek vážné empirické podpory. V roce 1999 publikovali John Earman a Jesús Mosterín důkladný kritický přehled inflační kosmologie a dospěli k závěru: „nemyslíme si, že dosud existují dobré důvody pro přijetí některého z modelů inflace do standardního jádra kosmologie“.

Aby to fungovalo, a jak zdůraznil Roger Penrose od roku 1986, inflace vyžaduje extrémně specifické vlastní počáteční podmínky, aby nebyl vyřešen problém (nebo pseudoproblém) počátečních podmínek: „Existuje něco zásadně mylného pokouší se vysvětlit uniformitu raného vesmíru jako důsledek procesu termalizace. [...] Neboť pokud termalizace skutečně dělá cokoli [...], pak to představuje definitivní zvýšení entropie. Vesmír by tedy byly před termalizací ještě zvláštnější než po ní. “ Problém konkrétních nebo „doladěných“ počátečních podmínek by nebyl vyřešen; bylo by to ještě horší. Na konferenci v roce 2015 Penrose řekl, že „inflace není zfalšovatelná, je zfalšovaná. [...] BICEP odvedl skvělou službu, když vytáhl všechny inflační z jejich ulity a dal jim černé oko“.

Opakující se kritikou inflace je, že vyvolané inflatonové pole neodpovídá žádnému známému fyzickému poli a že jeho potenciální energetická křivka se zdá být ad hoc doplňkem, který pojme téměř jakákoli získatelná data. Paul Steinhardt , jeden ze zakladatelů inflační kosmologie, se v poslední době stal jedním z jejích nejostřejších kritiků. Nazývá „špatnou inflaci“ obdobím zrychlené expanze, jejíž výsledek je v rozporu s pozorováními, a „dobrou inflací“ je s nimi kompatibilní: „Nejenže je špatná inflace pravděpodobnější než dobrá inflace, ale žádná inflace není pravděpodobnější než [… .] Roger Penrose zvážil všechny možné konfigurace inflatonových a gravitačních polí. Některé z těchto konfigurací vedou k inflaci [...] Jiné konfigurace vedou k jednotnému, plochému vesmíru přímo - bez inflace. Získání plochého vesmíru je celkově nepravděpodobné. Penroseův šokující závěr však byl, že získání plochého vesmíru bez inflace je mnohem pravděpodobnější než s inflací - faktorem 10 k moci googol (10 až 100)! “ Spolu s Annou Ijjas a Abrahamem Loebem napsal články, v nichž tvrdil, že inflační paradigma má problémy s daty ze satelitu Planck . Protiargumenty předložili Alan Guth , David Kaiser a Yasunori Nomura a Andrei Linde s tím, že „kosmická inflace je na silnějším základě než kdykoli předtím“.

Viz také

Poznámky

Reference

Guth, Alan (1997). Inflační vesmír: Pátrání po nové teorii kosmického původu . Perseus. ISBN 978-0-201-32840-0.
Hawking, Stephen (1998). Stručná historie času . Bantam. ISBN 978-0-553-38016-3.
Hawking, Stephen; Gary Gibbons (1983). Velmi raný vesmír . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-31677-4.
Kolb, Edward; Michael Turner (1988). Raný vesmír . Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5.
Linde, Andrei (2005). Fyzika částic a inflační kosmologie . Contemp.concepts Phys . Současné pojmy ve fyzice. 5 . s. 1–362. arXiv : hep-th/0503203 . Bibcode : 2005hep.th .... 3203L . ISBN 978-3-7186-0490-6.
Linde, Andrei (2006). „Inflace a kosmologie řetězce“. Průběh dodatku teoretické fyziky . 163 : 295–322. arXiv : hep-th/0503195 . Bibcode : 2006PThPS.163..295L . doi : 10,1143/PTPS.163.295 . S2CID 119410403 .
Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Kosmologická inflace a struktura ve velkém měřítku . Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0.
Lyth, David H .; Riotto, Antonio (1999). „Částicové fyzikální modely inflace a poruchy kosmologické hustoty“. Zprávy z fyziky . 314 (1–2): 1–146. arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode : 1999PhR ... 314 .... 1L . doi : 10,1016/S0370-1573 (98) 00128-8 . S2CID 119517140 .
Mukhanov, Viatcheslav (2005). Fyzikální základy kosmologie . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56398-7.
Vilenkin, Alex (2006). Mnoho světů v jednom: Hledání dalších vesmírů . Hill a Wang. ISBN 978-0-8090-9523-0.
Peebles, PJE (1993). Zásady fyzikální kosmologie . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8.

externí odkazy

Byla kosmická inflace „třeskem“ velkého třesku? , Alan Guth, 1997
Andrew R Liddle (1999). „Úvod do kosmologické inflace“. Fyzika a kosmologie vysokých energií : 260. arXiv : astro-ph/9901124 . Bibcode : 1999hepc.conf..260L .
aktualizace 2004 Andrew Liddle
Covi, Laura (2003). „Stav pozorovací kosmologie a inflace“. Fyzika v kolizi : 67. arXiv : hep-ph/0309238 . Bibcode : 2003phco.conf ... 67C .
Lyth, David H. (2003). „Jaký je nejlepší model inflace?“. String Phenomenology 2003 : 260. arXiv : hep-th/0311040 . Bibcode : 2003stph.conf..260L .
Růst symetrie inflace , prosinec 2004
Guthův deník zobrazující původní myšlenku
Pouzdro WMAP pro kosmickou inflaci, březen 2006
NASA, březen 2006, tisková zpráva WMAP
Max Tegmark ‚s Naše Mathematical Universe (2014), "Kapitola 5: Inflace"

Languages

In other projects