Инфляция (космология)

Сюда перенаправляются «Модель инфляции» и «Теория инфляции». Чтобы узнать об общем повышении уровня цен, см. «Инфляция» . Чтобы узнать о других значениях, см. Инфляция (значения) .

В физической космологии космическая инфляция , космологическая инфляция или просто инфляция — это теория экспоненциального расширения пространства в ранней Вселенной . Считается, что инфляционная эпоха длилась с 10 ⁻³⁶ секунд до 10 ⁻³³ и 10 ⁻³² секунд после Большого взрыва . После периода инфляции Вселенная продолжала расширяться, но более медленными темпами. Повторное ускорение этого замедляющегося расширения из-за темной энергии началось после того, как Вселенной исполнилось уже более 7,7 миллиардов лет (5,4 миллиарда лет назад).

Теория инфляции была разработана в конце 1970-х и начале 80-х годов, при этом заметный вклад внесли несколько физиков-теоретиков , в том числе Алексей Старобинский из Института теоретической физики Ландау , Алан Гут из Корнельского университета и Андрей Линде из Физического института Лебедева . Алексей Старобинский, Алан Гут и Андрей Линде получили премию Кавли 2014 года «за пионеры теории космической инфляции». Дальнейшее развитие он получил в начале 1980-х годов. Оно объясняет происхождение крупномасштабной структуры космоса . Квантовые флуктуации в микроскопической инфляционной области, увеличенные до космических размеров, становятся семенами для роста структуры во Вселенной (см. Образование и эволюция галактик и формирование структуры ). Многие физики также считают, что инфляция объясняет, почему Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях ( изотропной ), почему космическое микроволновое фоновое излучение распределяется равномерно, почему Вселенная плоская и почему не никаких магнитных монополей наблюдалось .

Детальный физический механизм, ответственный за инфляцию, неизвестен. Основная инфляционная парадигма принимается большинством физиков, поскольку ряд предсказаний модели инфляции были подтверждены наблюдениями; однако значительное меньшинство ученых не согласны с этой позицией. Гипотетическое поле, которое, как считается, отвечает за инфляцию, называется инфлатоном .

В 2002 году трое первоначальных создателей теории были отмечены за выдающийся вклад; физики Алан Гут из Массачусетского технологического института , Андрей Линде из Стэнфорда и Пол Стейнхардт из Принстона разделили престижную премию Дирака «за разработку концепции инфляции в космологии». В 2012 году Гут и Линде были удостоены Премии за прорыв в фундаментальной физике за изобретение и развитие инфляционной космологии.

Обзор

Основные статьи: Расширение Вселенной и Инфлатон

Примерно в 1930 году Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от далеких галактик имеет красное смещение ; чем дальше, тем более смещено. Это означает, что галактики удаляются от Земли, причем более далекие галактики удаляются быстрее, так что галактики также удаляются друг от друга. Это расширение Вселенной ранее было предсказано Александром Фридманом и Жоржем Леметром на основе общей теории относительности . Его можно понимать как следствие первоначального импульса, который заставил содержимое Вселенной разлететься с такой скоростью, что их взаимное гравитационное притяжение не обратило вспять их разделение.

Инфляция может дать этот первоначальный импульс. Согласно уравнениям Фридмана , описывающим динамику расширяющейся Вселенной, жидкость с достаточно отрицательным давлением оказывает гравитационное отталкивание в космологическом контексте. Поле может представлять собой такую ​​жидкость, и возникающее в с положительной энергией в состоянии ложного вакуума результате отталкивание приведет к экспоненциальному расширению Вселенной. Эта фаза инфляции была первоначально предложена Аланом Гутом в 1979 году, потому что экспоненциальное расширение могло ослабить экзотические реликты, такие как магнитные монополи , которые были предсказаны теориями великого объединения в то время. Это могло бы объяснить, почему такие реликвии не были замечены. Быстро стало понятно, что такое ускоренное расширение решит проблему горизонта и проблему плоскостности . Эти проблемы возникают из-за представления о том, что, чтобы выглядеть так, как сегодня , Вселенная должна была начаться с очень точно настроенных или «особых» начальных условий во время Большого взрыва.

Теория

Смотрите также: Расширение Вселенной

Расширяющаяся Вселенная обычно имеет космологический горизонт , который по аналогии с более привычным горизонтом, обусловленным кривизной поверхности Земли , отмечает границу той части Вселенной, которую может видеть наблюдатель. Свет (или другое излучение), излучаемый объектами за космологическим горизонтом в ускоряющейся Вселенной , никогда не достигает наблюдателя, потому что пространство между наблюдателем и объектом расширяется слишком быстро.

История Вселенной . Предполагается, что гравитационные волны возникли в результате космической инфляции, фазы ускоренного расширения сразу после Большого взрыва .

Наблюдаемая Вселенная — это один из причинных участков гораздо большей ненаблюдаемой Вселенной; другие части Вселенной пока не могут общаться с Землей. Эти части Вселенной находятся за пределами нашего нынешнего космологического горизонта. В стандартной модели горячего большого взрыва без инфляции космологический горизонт сдвигается, открывая новые области. Тем не менее, когда местный наблюдатель видит такую ​​область впервые, она ничем не отличается от любой другой области пространства, которую местный наблюдатель уже видел: ее фоновое излучение имеет почти ту же температуру, что и фоновое излучение других областей, и его фоновое излучение имеет почти ту же температуру, что и фоновое излучение других регионов. кривизна пространства-времени развивается синхронно с другими. Это представляет собой загадку: откуда эти новые регионы знали, какую температуру и кривизну они должны были иметь? Они не могли бы узнать это, получая сигналы, потому что раньше они не были на связи с нашим световым конусом прошлого .

Инфляция отвечает на этот вопрос, постулируя, что все регионы происходят из более ранней эпохи с большой энергией вакуума или космологической постоянной . Пространство с космологической постоянной качественно иное: вместо того, чтобы двигаться наружу, космологический горизонт остается на месте. Для любого наблюдателя расстояние до космологического горизонта постоянно. При экспоненциальном расширении пространства два соседних наблюдателя очень быстро разделяются; настолько, что расстояние между ними быстро превышает пределы общения. Пространственные срезы расширяются очень быстро и охватывают огромные объемы. Вещи постоянно выходят за пределы космологического горизонта, который находится на фиксированном расстоянии, и все становится однородным.

По мере того как инфляционное поле медленно релаксирует в вакуум, космологическая постоянная обращается к нулю, и пространство начинает нормально расширяться. Новые области, которые появляются в поле зрения во время фазы нормального расширения, — это точно те же самые области, которые были вытеснены за горизонт во время инфляции, и поэтому они имеют почти ту же температуру и кривизну, потому что они происходят из одного и того же первоначально небольшого участка пространства. .

Таким образом, теория инфляции объясняет, почему температуры и кривизны различных областей почти одинаковы. Он также предсказывает, что общая кривизна среза пространства в постоянное глобальное время равна нулю. Это предсказание подразумевает, что общая сумма обычной материи, темной материи и остаточной энергии вакуума во Вселенной должна составлять критическую плотность , и доказательства подтверждают это. Еще более поразительно то, что инфляция позволяет физикам рассчитывать мельчайшие различия в температуре различных регионов на основе квантовых флуктуаций в эпоху инфляции, и многие из этих количественных предсказаний подтвердились.

Пространство расширяется

В пространстве, которое экспоненциально (или почти экспоненциально) расширяется со временем, любая пара свободно плавающих объектов, первоначально находящихся в состоянии покоя, будет удаляться друг от друга с ускоряющейся скоростью, по крайней мере, до тех пор, пока они не связаны друг с другом какой-либо силой. . С точки зрения одного такого объекта, пространство-время представляет собой что-то вроде вывернутой наизнанку черной дыры Шварцшильда — каждый объект окружен сферическим горизонтом событий. Как только другой объект провалится за этот горизонт, он уже никогда не сможет вернуться, и даже световые сигналы, которые он посылает, никогда не достигнут первого объекта (по крайней мере, пока пространство продолжает расширяться в геометрической прогрессии).

В приближении, согласно которому расширение является точно экспоненциальным, горизонт статичен и остается на фиксированном физическом расстоянии. Этот участок расширяющейся Вселенной можно описать следующей метрикой :

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

Это экспоненциально расширяющееся пространство-время называется пространством де Ситтера , и для его поддержания должна существовать космологическая постоянная , плотность энергии вакуума , которая постоянна в пространстве и времени и пропорциональна Λ в приведенной выше метрике. В случае именно экспоненциального расширения энергия вакуума имеет отрицательное давление p, равное по величине плотности ее энергии ρ ; уравнение состояния имеет вид p=−ρ .

Инфляция обычно не является экспоненциальным ростом, а скорее квази- или почти экспоненциальным. В такой Вселенной горизонт будет медленно расширяться со временем, поскольку плотность энергии вакуума постепенно уменьшается.

Осталось немного неоднородностей

Поскольку ускоряющееся расширение пространства растягивает любые первоначальные изменения плотности или температуры до очень больших масштабов, существенной особенностью инфляции является то, что она сглаживает неоднородности и анизотропии и уменьшает кривизну пространства . Это переводит Вселенную в очень простое состояние, в котором в ней полностью доминирует поле инфлатона , и единственными значительными неоднородностями являются крошечные квантовые флуктуации . Инфляция также разбавляет экзотические тяжелые частицы, такие как магнитные монополи, предсказанные многими расширениями Стандартной модели физики элементарных частиц . Если бы Вселенная была достаточно горячей, чтобы образовать такие частицы до периода инфляции, их бы не наблюдалось в природе, поскольку они были бы настолько редки, что вполне вероятно, что их нет в наблюдаемой Вселенной . Вместе эти эффекты называются инфляционной «теоремой об отсутствии волос». по аналогии с теоремой об отсутствии волос для черных дыр .

Теорема об «отсутствии волос» по существу работает, потому что космологический горизонт ничем не отличается от горизонта черной дыры, за исключением непроверяемых разногласий относительно того, что находится на другой стороне. Интерпретация теоремы об отсутствии волос заключается в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) во время инфляции расширяется в огромной степени. В расширяющейся Вселенной плотность энергии обычно падает или разжижается по мере увеличения объема Вселенной. Например, плотность обычной «холодной» материи (пыли) уменьшается пропорционально объему: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии снижается в восемь раз; плотность энергии излучения снижается еще быстрее по мере расширения Вселенной, поскольку длина волны каждого фотона растягивается ( смещается в красную сторону ), а фотоны рассеиваются в результате расширения. При увеличении линейных размеров в два раза плотность энергии излучения падает в шестнадцать раз (см. решение уравнения неразрывности плотности энергии для ультрарелятивистской жидкости ). Во время инфляции плотность энергии в поле инфлатона примерно постоянна. Однако плотность энергии во всем остальном, включая неоднородности, кривизну, анизотропию, экзотические частицы и частицы стандартной модели, падает, и при достаточной инфляции все это становится незначительным. В результате Вселенная становится плоской, симметричной и (за исключением однородного поля инфлатона) практически пустой в момент окончания инфляции и начала повторного нагрева.

Продолжительность

Ключевое требование состоит в том, что инфляция должна продолжаться достаточно долго, чтобы создать нынешнюю наблюдаемую Вселенную из одного небольшого инфляционного объема Хаббла . Это необходимо для того, чтобы Вселенная выглядела плоской, однородной и изотропной в самых больших наблюдаемых масштабах. Обычно считается, что это требование удовлетворяется, если Вселенная расширится как минимум в 10 раз. ²⁶ во время инфляции.

Разогрев

Инфляция — это период переохлажденного расширения, когда температура падает примерно в 100 000 раз. (Точное падение зависит от модели, но в первых моделях оно обычно составляло от 10 ²⁷ К до 10 ²² К. ) Эта относительно низкая температура поддерживается во время инфляционной фазы. Когда инфляция заканчивается, температура возвращается к доинфляционной температуре; это называется повторным нагревом или термализацией, потому что большая потенциальная энергия поля инфлатона распадается на частицы и заполняет Вселенную частицами Стандартной модели , включая электромагнитное излучение , начиная с преобладанием излучения фазу Вселенной . Поскольку природа поля инфлатона неизвестна, этот процесс до сих пор мало изучен, хотя считается, что он происходит посредством параметрического резонанса .

Мотивы

Инфляция пытается решить несколько проблем космологии Большого взрыва , которые были обнаружены в 1970-х годах. Инфляция была впервые предложена Аланом Гутом в 1979 году, когда он исследовал проблему того, почему магнитных монополей сегодня не наблюдается с положительной энергией ; он обнаружил, что ложный вакуум , согласно общей теории относительности , приведет к экспоненциальному расширению пространства. Очень быстро стало понятно, что такое расширение решит многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из наблюдения, что, чтобы выглядеть так, как сегодня , Вселенная должна была начаться с очень точно настроенных или «особых» начальных условий при Большом взрыве. Инфляция пытается решить эти проблемы, предоставляя динамический механизм, который приводит Вселенную в это особое состояние, тем самым делая вселенную, подобную нашей, гораздо более вероятной в контексте теории Большого взрыва.

Проблема с горизонтом

Основная статья: Проблема горизонта

Проблема горизонта — это проблема определения того, почему Вселенная кажется статистически однородной и изотропной в соответствии с космологическим принципом . Например, молекулы в баллоне с газом распределены однородно и изотропно, поскольку они находятся в тепловом равновесии: у газа в баллоне было достаточно времени для взаимодействия, чтобы рассеять неоднородности и анизотропию. Ситуация совершенно иная в модели Большого взрыва без инфляции, поскольку гравитационное расширение не дает ранней Вселенной достаточно времени для установления равновесия. В результате Большого взрыва, когда в Стандартной модели известны только материя и излучение , две широко разделенные области наблюдаемой Вселенной не могли прийти в равновесие, поскольку они удаляются друг от друга быстрее, чем скорость света , и поэтому никогда не вступали в причинный контакт . В ранней Вселенной не было возможности отправить световой сигнал между двумя областями. Поскольку они не взаимодействовали, трудно объяснить, почему они имеют одинаковую температуру (термически уравновешены). Исторически предложенные решения включали вселенную Феникса Жоржа Леметра , родственная осциллирующая вселенная Ричарда Чейза Толмана , и вселенная Mixmaster Чарльза Миснера . Леметр и Толман предположили, что Вселенная, претерпевающая ряд циклов сжатия и расширения, может прийти в тепловое равновесие. Однако их модели потерпели неудачу из-за нарастания энтропии в течение нескольких циклов. Миснер выдвинул (в конечном итоге неверное) предположение, что механизм Миксмастера, сделавший Вселенную более хаотичной, может привести к статистической однородности и изотропии.

Проблема плоскостности

Основная статья: Проблема плоскостности

Проблему плоскостности иногда называют одним из совпадений Дике (наряду с проблемой космологической постоянной ). В 1960-е годы стало известно, что плотность материи во Вселенной сравнима с критической плотностью, необходимой для плоской Вселенной (то есть Вселенной, крупномасштабная геометрия которой представляет собой обычную евклидову геометрию , а не неевклидову гиперболическую или сферическую геометрию). геометрия ).

Поэтому, независимо от формы Вселенной, вклад пространственной кривизны в расширение Вселенной не может быть намного больше, чем вклад материи. Но по мере расширения Вселенной кривизна смещается в красную сторону медленнее, чем материя и излучение. Экстраполируя в прошлое, это представляет собой проблему тонкой настройки на шестнадцать порядков меньше, чем плотность излучения при нуклеосинтезе Большого взрыва , поскольку вклад кривизны во Вселенную должен быть экспоненциально мал ( например, ). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые продемонстрировали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов.

магнитного

Проблема магнитного монополя , иногда называемая «проблемой экзотических реликвий», гласит, что если бы ранняя Вселенная была очень горячей, большое количество очень тяжелых и стабильных магнитных монополей . было бы создано

Стабильные магнитные монополи представляют собой проблему для Теорий Великого Объединения , которые предполагают, что при высоких температурах (например, в ранней Вселенной) электромагнитные силы , сильные и слабые ядерные взаимодействия на самом деле не являются фундаментальными силами, а возникают из-за спонтанного нарушения симметрии из одного калибровочная теория . Эти теории предсказывают появление ряда тяжелых стабильных частиц, которые не наблюдались в природе. Самый известный из них — магнитный монополь — своего рода стабильный тяжелый «заряд» магнитного поля.

Согласно теориям Великого Объединения, монополи будут производиться в больших количествах при высоких температурах. и они должны были сохраниться до наших дней до такой степени, что стали бы первичной составляющей Вселенной. Мало того, что это не так, но все их поиски потерпели неудачу, что наложило строгие ограничения на плотность реликтовых магнитных монополей во Вселенной.

Период инфляции, который происходит ниже температуры, при которой могут образовываться магнитные монополи, мог бы предложить возможное решение этой проблемы: монополи будут отделяться друг от друга по мере расширения Вселенной вокруг них, что потенциально снизит их наблюдаемую плотность на много порядков. Хотя, как космолог Мартин Рис писал ,

«Скептиков в отношении экзотической физики, возможно, не слишком впечатлит теоретический аргумент, объясняющий отсутствие частиц, которые сами по себе являются всего лишь гипотетическими. Профилактическая медицина может легко показаться на 100 процентов эффективной против болезни, которой не существует!»

История

Прекурсоры

На заре общей теории Альберт относительности Эйнштейн ввел космологическую постоянную , позволяющую найти статическое решение , которое представляло собой трехмерную сферу с однородной плотностью материи. Позже Виллем де Ситтер обнаружил высокосимметричную раздувающуюся Вселенную, которая описывала вселенную с космологической постоянной, которая в противном случае была бы пустой. Было обнаружено, что Вселенная Эйнштейна нестабильна и что небольшие колебания заставляют ее коллапсировать или превращаться во Вселенную Де Ситтера.

В 1965 году Эраст Глинер предложил уникальное предположение о давлении ранней Вселенной в контексте уравнений Эйнштейна-Фридмана. По его идее, давление было отрицательно пропорционально плотности энергии. Эта связь между давлением и плотностью энергии послужила первоначальным теоретическим предсказанием темной энергии.

В начале 1970-х Зельдович заметил проблемы плоскостности и горизонта в космологии Большого взрыва; до его работы космология считалась симметричной по чисто философским соображениям. В Советском Союзе это и другие соображения побудили Белинского и Халатникова проанализировать хаотическую сингулярность БКЛ в общей теории относительности. Миснера Вселенная Mixmaster пыталась использовать это хаотическое поведение для решения космологических проблем, но с ограниченным успехом.

Ложный вакуум

Основная статья: Ложный вакуум

В конце 1970-х годов Сидни Коулман применил инстантонные методы, разработанные Александром Поляковым и его сотрудниками, для изучения судьбы ложного вакуума в квантовой теории поля . Подобно метастабильной фазе в статистической механике — воде ниже температуры замерзания или выше точки кипения — квантовому полю необходимо зародить достаточно большой пузырь нового вакуума, новой фазы, чтобы совершить переход. Коулман нашел наиболее вероятный путь распада вакуума и рассчитал обратное время жизни на единицу объема. В конце концов он отметил, что гравитационные эффекты будут значительными, но не рассчитал эти эффекты и не применил результаты к космологии.

Вселенная могла быть спонтанно создана из ничего (ни пространства , ни времени , ни материи ) в результате квантовых флуктуаций метастабильного ложного вакуума, вызывающих расширяющийся пузырь истинного вакуума.

Старобинская инфляция

Основная статья: Старобинская инфляция

В Советском Союзе Алексей Старобинский отметил, что квантовые поправки к общей теории относительности должны быть важны для ранней Вселенной. В общем случае это приводит к поправкам к квадрату кривизны действия Эйнштейна-Гильберта и к форме модифицированной гравитации f ( R ) . Решение уравнений Эйнштейна при наличии членов с квадратом кривизны, когда кривизна велика, приводит к эффективной космологической постоянной. Поэтому он предположил, что ранняя Вселенная пережила инфляционную эпоху де Ситтера. Это решило проблемы космологии и привело к конкретным предсказаниям поправок к микроволновому фоновому излучению, поправок, которые затем были детально рассчитаны. Старобинский использовал действие

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

что соответствует потенциалу

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

в системе Эйнштейна. Это приводит к наблюдаемым: $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$

Проблема монополя

В 1978 году Зельдович отметил проблему магнитного монополя, которая представляла собой однозначную количественную версию проблемы горизонта, на этот раз в области физики элементарных частиц, что привело к нескольким спекулятивным попыткам ее решения. В 1980 году Алан Гут понял, что ложный распад вакуума в ранней Вселенной решит проблему, что побудило его предложить инфляцию, управляемую скалярами. Сценарии Старобинского и Гута предсказывали начальную фазу де Ситтера, отличаясь лишь механическими деталями.

Ранние

Физический размер радиуса Хаббла (сплошная линия) как функция линейного расширения (масштабного коэффициента) Вселенной. Во время космологической инфляции радиус Хаббла постоянен. Также показана физическая длина волны моды возмущения (пунктирная линия). График иллюстрирует, как мода возмущения становится больше горизонта во время космологической инфляции, прежде чем вернуться внутрь горизонта, который быстро растет во время доминирования излучения. Если бы космологическая инфляция никогда не происходила и доминирование излучения продолжалось вплоть до гравитационной сингулярности , тогда эта мода никогда не находилась бы внутри горизонта в очень ранней Вселенной, и никакой причинный механизм не мог бы гарантировать, что Вселенная была однородной в масштабе Вселенной. режим возмущения.

Гут предложил инфляцию в январе 1981 года, чтобы объяснить несуществование магнитных монополей; именно Гут ввел термин «инфляция». В то же время Старобинский утверждал, что квантовые поправки к гравитации заменят предполагаемую первоначальную сингулярность Вселенной экспоненциально расширяющейся фазой де Ситтера. В октябре 1980 года Демосфен Казанас предположил, что экспоненциальное расширение может устранить горизонт частиц и, возможно, решить проблему горизонта. в то время как Кацухико Сато предположил, что экспоненциальное расширение может устранить доменные стенки (еще один экзотический реликт). В 1981 году Эйнхорн и Сато опубликовал модель, аналогичную модели Гута, и показал, что она разрешит загадку изобилия магнитных монополей в теориях Великого Объединения. Как и Гут, они пришли к выводу, что такая модель не только требует точной настройки космологической постоянной, но и, вероятно, приведет к слишком зернистой Вселенной, то есть к большим изменениям плотности в результате столкновений стенок пузырьков.

Гут предположил, что по мере охлаждения ранней Вселенной она оказалась в ловушке ложного вакуума с высокой плотностью энергии, которая во многом похожа на космологическую постоянную . Когда очень ранняя Вселенная остыла, она оказалась в метастабильном состоянии (она была переохлаждена), из которого она могла выйти только в процессе зарождения пузырьков посредством квантового туннелирования . Пузыри истинного вакуума самопроизвольно формируются в море ложного вакуума и начинают быстро расширяться со скоростью света . Гут признал, что эта модель проблематична, поскольку модель не нагревалась должным образом: когда пузырьки зарождались, они не генерировали никакого излучения. Излучение могло возникнуть только при столкновении стенок пузырьков. Но если инфляция продолжалась достаточно долго, чтобы решить проблемы начальных условий, столкновения между пузырьками становились чрезвычайно редкими. В любом причинном участке вполне вероятно, что зародится только один пузырь.

... Казанас (1980) назвал эту фазу ранней Вселенной «фазой де Ситтера». Название «инфляция» было дано Гутом (1981). ... Сам Гут не упоминал работы Казанаса до тех пор, пока не опубликовал книгу по этой теме под названием «Инфляционная Вселенная: поиск новой теории космического происхождения» (1997), где он извиняется за то, что не сослался на работу Казанас и другие, связанные с инфляцией.

Медленная

Проблема столкновения пузырей была решена Линде. и независимо Андреасом Альбрехтом и Полом Стейнхардтом. в модели, названной новой инфляцией или медленной инфляцией (модель Гута затем стала известна как старая инфляция ). В этой модели вместо туннелирования из состояния ложного вакуума инфляция происходит за счет скатывания скалярного поля по холму потенциальной энергии. Когда поле вращается очень медленно по сравнению с расширением Вселенной, происходит инфляция. Однако когда холм становится круче, инфляция прекращается и может произойти повторный нагрев.

Эффекты

Основная статья: Первичные колебания

В конце концов было показано, что новая инфляция не создает идеально симметричную Вселенную, но создаются квантовые флуктуации в инфлатоне. Эти колебания образуют первичные семена для всей структуры, созданной в более поздней Вселенной. Эти колебания впервые были рассчитаны Вячеславом Мухановым и Г.В. Чибисовым при анализе аналогичной модели Старобинского. В контексте инфляции они были разработаны независимо от работ Муханова и Чибисова на трехнедельном семинаре Наффилда 1982 года по очень ранней Вселенной в Кембриджском университете . Колебания рассчитывались четырьмя группами, работавшими отдельно в ходе семинара: Стивен Хокинг ; Старобинский; Гут и Со-Янг Пи ; и Бардин , Стейнхардт и Тернер .

Статус наблюдения

Инфляция — это механизм реализации космологического принципа , лежащего в основе стандартной модели физической космологии: он объясняет однородность и изотропность наблюдаемой Вселенной. Кроме того, этим объясняется наблюдаемая плоскостность и отсутствие магнитных монополей. Со времени ранних работ Гута каждое из этих наблюдений получало дальнейшее подтверждение, наиболее впечатляющим из которых были детальные наблюдения космического микроволнового фона, сделанные космическим кораблем «Планк» . Этот анализ показывает, что Вселенная плоская изнутри. 1/2 процента , . и что он однороден и изотропен до одной части на 100 000

Инфляция предсказывает, что структуры, видимые сегодня во Вселенной, сформировались в результате гравитационного коллапса возмущений, которые сформировались как квантово-механические флуктуации в эпоху инфляции. Детальная форма спектра возмущений, называемая почти масштабно-инвариантным гауссовским случайным полем , весьма специфична и имеет только два свободных параметра. Одним из них является амплитуда спектра и спектральный индекс , который измеряет небольшое отклонение от масштабной инвариантности, предсказанной инфляцией (идеальная масштабная инвариантность соответствует идеализированной вселенной де Ситтера). Другой свободный параметр — это отношение тензора к скаляру. Простейшие модели инфляции, без точной настройки , предсказывают отношение тензора к скаляру около 0,1.

Инфляция предсказывает, что наблюдаемые возмущения должны находиться в тепловом равновесии друг с другом (их называют адиабатическими или изэнтропическими возмущениями). Эта структура возмущений была подтверждена космическим кораблем «Планк» , космическим кораблем WMAP и другими экспериментами по космическому микроволновому фону (CMB), а также исследованиями галактик , особенно текущим Слоановским цифровым обзором неба . Эти эксперименты показали, что одна часть из 100 000 наблюдаемых неоднородностей имеет именно форму, предсказанную теорией. Есть свидетельства небольшого отклонения от масштабной инвариантности. Спектральный индекс , ns _{является} индексом масштабно-инвариантного спектра Харрисона–Зельдовича. Простейшие модели инфляции предсказывают, что n _s находится в диапазоне от 0,92 до 0,98. Это тот диапазон, который возможен без тонкой настройки параметров, связанных с энергией. Из данных Планка можно сделать вывод, что n _s =0,968 ± 0,006, и отношение тензора к скаляру меньше 0,11. Они считаются важным подтверждением теории инфляции.

Были предложены различные теории инфляции, которые делают радикально разные прогнозы, но, как правило, они требуют гораздо более тонкой настройки , чем это необходимо. Однако как физическая модель инфляция наиболее ценна тем, что она надежно предсказывает начальные условия Вселенной, основываясь только на двух регулируемых параметрах: спектральном индексе (который может изменяться только в небольшом диапазоне) и амплитуде возмущений. За исключением надуманных моделей, это верно независимо от того, как инфляция реализуется в физике элементарных частиц.

Иногда наблюдаются эффекты, которые противоречат простейшим моделям инфляции. Данные WMAP за первый год показали, что спектр может быть не совсем масштабно-инвариантным, а вместо этого может иметь небольшую кривизну. Однако данные третьего года показали, что эффект был статистической аномалией. Еще один эффект, отмеченный со времени запуска первого спутника космического микроволнового фона, Cosmic Background Explorer, заключается в том, что амплитуда квадрупольного момента реликтового излучения неожиданно мала, а другие низкие мультиполи, по-видимому, преимущественно ориентированы на плоскость эклиптики . Некоторые утверждают, что это признак негауссовости и, следовательно, противоречит простейшим моделям инфляции. Другие предположили, что этот эффект может быть вызван другой новой физикой, загрязнением переднего плана или даже предвзятостью публикации .

В настоящее время проводится экспериментальная программа по дальнейшему тестированию инфляции с помощью более точных измерений реликтового излучения. В частности, высокоточные измерения так называемых «В-мод» поляризации фонового излучения могли бы предоставить доказательства существования гравитационного излучения, создаваемого инфляцией, а также могли бы показать, соответствует ли энергетический масштаб инфляции предсказанию простейших моделей ( 10 ¹⁵ ~10 ¹⁶ ГэВ ) верно. В марте 2014 года команда BICEP2 объявила о поляризации CMB в B-режиме, подтвердив, что инфляция была продемонстрирована. Команда объявила, что отношение мощности тензора к скаляру r находится в диапазоне от 0,15 до 0,27 (отклоняя нулевую гипотезу ; r будет равно 0 в отсутствие инфляции). ожидается, что Однако 19 июня 2014 г. сообщалось о снижении уверенности в подтверждении результатов; 19 сентября 2014 г. сообщалось о дальнейшем снижении доверия а 30 января 2015 г. сообщалось о еще меньшей уверенности. К 2018 году дополнительные данные с уверенностью 95% показали, что $r$ составляет 0,06 или ниже: согласуется с нулевой гипотезой, но также согласуется со многими оставшимися моделями инфляции.

Ожидаются и другие потенциально подтверждающие измерения от космического корабля «Планк» , хотя неясно, будет ли сигнал виден или будет мешать загрязнение от источников на переднем плане. Другие предстоящие измерения, такие как измерения 21-сантиметрового излучения (излучение, испускаемое и поглощаемое нейтральным водородом до образования первых звезд ), могут измерить спектр мощности с даже большим разрешением, чем исследования реликтового излучения и галактик, хотя неизвестно, будут ли эти измерения станет возможным или если помехи радиоисточникам на Земле и в галактике будут слишком велики.

Теоретический

Нерешенная задача по физике :

Верна ли теория космологической инфляции, и если да, то каковы детали этой эпохи? Какое гипотетическое инфлатонное поле вызывает инфляцию?

(еще нерешенные задачи по физике)

В ранних предложениях Гута считалось, что инфлатон — это поле Хиггса , поле, которое объясняет массу элементарных частиц. Сейчас некоторые полагают, что инфлатон не может быть полем Хиггса. хотя недавнее открытие бозона Хиггса увеличило количество работ, рассматривающих поле Хиггса как инфлатон. Одной из проблем этой идентификации является напряжение тока с экспериментальными данными в электрослабом масштабе, который в настоящее время изучается на Большом адронном коллайдере (БАК). Другие модели инфляции основывались на свойствах теорий Великого Объединения. В настоящее время, хотя инфляцию понимают главным образом с помощью подробных предсказаний начальных условий горячей ранней Вселенной, физика элементарных частиц представляет собой в основном специальное моделирование. Таким образом, хотя прогнозы инфляции согласуются с результатами наблюдательных тестов, остается много открытых вопросов.

Проблема с тонкой настройкой

Одна из наиболее серьезных проблем инфляции возникает из-за необходимости тонкой настройки . При новой инфляции условия медленного отката для того, чтобы инфляция произошла, должны быть соблюдены . Условия медленного скатывания говорят, что потенциал инфлатона должен быть плоским (по сравнению с большой энергией вакуума ) и что частицы инфлатона должны иметь малую массу. Новая инфляция требует, чтобы Вселенная имела скалярное поле с особенно плоским потенциалом и особыми начальными условиями. Однако были предложены объяснения этих тонких настроек. Например, классические масштабно-инвариантные теории поля, в которых масштабная инвариантность нарушается квантовыми эффектами, дают объяснение плоскостности инфляционных потенциалов, если теорию можно изучать с помощью теории возмущений .

Линде предложил теорию, известную как хаотическая инфляция , в которой он предположил, что условия инфляции на самом деле удовлетворяются в весьма общих чертах. Инфляция произойдет практически в любой Вселенной , которая начинается в хаотическом высокоэнергетическом состоянии, имеющем скалярное поле с неограниченной потенциальной энергией. Однако в его модели поле инфлатона обязательно принимает значения, превышающие одну планковскую единицу : по этой причине их часто называют моделями большого поля , а конкурирующие новые модели инфляции называются моделями малого поля . В этой ситуации предсказания эффективной теории поля считаются неверными, поскольку перенормировка должна вызвать большие поправки, которые могли бы предотвратить инфляцию. Эта проблема еще не решена, и некоторые космологи утверждают, что модели малого поля, в которых инфляция может происходить в гораздо более низком энергетическом масштабе, являются лучшими моделями. зависит от квантовой теории поля (и полуклассического приближения квантовой гравитации Хотя инфляция во многом ), она не полностью согласовалась с этими теориями.

Бранденбергер прокомментировал доработку в другой ситуации. Амплитуда первичных неоднородностей, возникающих при инфляции, напрямую связана с энергетическим масштабом инфляции. Предполагается, что эта шкала составляет около 10. ¹⁶ ГэВ или 10 ⁻³ раз больше планковской энергии . Естественным масштабом наивно является масштаб Планка, поэтому это небольшое значение можно рассматривать как еще одну форму точной настройки (так называемую проблему иерархии ): плотность энергии, определяемая скалярным потенциалом, уменьшается на 10 ⁻¹² по сравнению с планковской плотностью . Однако обычно это не считается критической проблемой, поскольку масштаб инфляции естественным образом соответствует масштабу унификации калибров.

Вечная инфляция

Основная статья: Вечная инфляция

Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно, по крайней мере, в некоторых регионах Вселенной. Это происходит потому, что инфляционные регионы очень быстро расширяются, воспроизводя себя. Если скорость перехода к фазе нераздувания не достаточно высока, новые области раздувания создаются быстрее, чем области нераздувания. В таких моделях большая часть объема Вселенной постоянно расширяется в любой момент времени.

Все модели вечной инфляции создают бесконечную гипотетическую мультивселенную, обычно фрактал. Теория мультивселенной вызвала в научном сообществе серьезные разногласия по поводу жизнеспособности инфляционной модели.

Пол Стейнхардт , один из первых архитекторов инфляционной модели, представил первый пример вечной инфляции в 1983 году. Он показал, что инфляция может продолжаться вечно, создавая пузыри нераздувающегося пространства, наполненные горячей материей и излучением, окруженные пустым пространством, которое продолжает раздуваться. Пузыри не могли расти достаточно быстро, чтобы успевать за инфляцией. Позже в том же году Александр Виленкин показал, что вечная инфляция носит общий характер.

Хотя новая инфляция классически снижает потенциал, квантовые флуктуации иногда могут поднять его до прежних уровней. Эти области, в которых инфлатон колеблется вверх, расширяются гораздо быстрее, чем области, в которых инфлатон имеет более низкую потенциальную энергию, и имеют тенденцию доминировать по физическому объему. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом вечна. Есть хорошо известные теоремы о том, что это устойчивое состояние не может продолжаться вечно в прошлом. Инфляционное пространство-время, похожее на пространство де Ситтера, является неполным без сжимающейся области. Однако, в отличие от пространства де Ситтера, флуктуации в сжимающемся инфляционном пространстве коллапсируют, образуя гравитационную сингулярность — точку, в которой плотности становятся бесконечными. Следовательно, необходимо иметь теорию начальных условий Вселенной.

В условиях вечной инфляции регионы с инфляцией имеют экспоненциально растущий объём, а регионы, где инфляция не происходит, — нет. Это говорит о том, что объем расширяющейся части Вселенной в глобальной картине всегда невообразимо больше той части, которая прекратила расширяться, даже несмотря на то, что инфляция в конечном итоге заканчивается, как это видит любой отдельный доинфляционный наблюдатель. Ученые расходятся во мнениях относительно того, как определить распределение вероятностей для этого гипотетического антропного ландшафта. Если вероятность различных регионов рассчитывать по объему, следует ожидать, что инфляция никогда не закончится, или, применяя граничные условия, при которых существует локальный наблюдатель для ее наблюдения, инфляция закончится как можно позже.

Некоторые физики полагают, что этот парадокс можно разрешить, взвесив наблюдателей по их доинфляционному объему. Другие полагают, что этому парадоксу не существует решения и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который первым представил модель вечной инфляции, по этой причине позже стал одним из самых ярых его критиков.

Начальные условия

Некоторые физики пытались избежать проблемы начальных условий, предлагая модели вечно раздувающейся Вселенной, не имеющей происхождения. Эти модели предполагают, что, хотя Вселенная в крупнейших масштабах расширяется экспоненциально, она была, есть и всегда будет пространственно бесконечной, существовала и будет существовать вечно.

Другие предложения пытаются описать создание Вселенной ex nihilo на основе квантовой космологии и последующей инфляции. Виленкин предложил один из таких сценариев. Хартл и Хокинг предложили идею отсутствия границ для первоначального создания Вселенной, в которой инфляция происходит естественным образом.

Гут описал инфляционную вселенную как «полный бесплатный обед»: новые вселенные, подобные нашей, постоянно создаются на фоне огромной инфляции. Гравитационные взаимодействия в данном случае обходят (но не нарушают) первый закон термодинамики ( сохранение энергии ) и второй закон термодинамики ( проблема энтропии и стрелы времени ). Однако, хотя существует консенсус в отношении того, что это решает проблему начальных условий, некоторые оспаривают это, поскольку гораздо более вероятно, что Вселенная возникла в результате квантовой флуктуации . Дон Пейдж был откровенным критиком инфляции из-за этой аномалии. Он подчеркнул, что термодинамическая стрела времени требует начальных условий с низкой энтропией , что крайне маловероятно. По их мнению, теория инфляции не решает эту проблему, а усугубляет ее – повторный нагрев в конце эпохи инфляции увеличивает энтропию, что делает необходимым, чтобы начальное состояние Вселенной было еще более упорядоченным, чем в других теориях Большого взрыва с нет фазы инфляции.

Позже Хокинг и Пейдж получили неоднозначные результаты, когда попытались вычислить вероятность инфляции в начальном состоянии Хартла-Хокинга. Другие авторы утверждали, что, поскольку инфляция вечна, ее вероятность не имеет значения, пока она не равна точно нулю: как только она начнется, инфляция продолжится и быстро доминирует во Вселенной. Однако Альбрехт и Лоренцо Сорбо утверждали, что вероятность того, что инфляционный космос, согласно сегодняшним наблюдениям, возникнет в результате случайного колебания из некоторого ранее существовавшего состояния, намного выше, чем у неинфляционного космоса. Это связано с тем, что «начальное» количество негравитационной энергии, необходимое для инфляционного космоса, намного меньше, чем для неинфляционной альтернативы, что перевешивает любые энтропийные соображения.

Другая проблема, о которой время от времени упоминается, — это транспланковская проблема или транспланковские эффекты. Поскольку энергетический масштаб инфляции и планковский масштаб относительно близки, некоторые квантовые флуктуации, составляющие структуру нашей Вселенной, были меньше планковской длины до инфляции. Следовательно, должны быть поправки из физики планковского масштаба, в частности неизвестной квантовой теории гравитации. Остаются некоторые разногласия относительно величины этого эффекта: находится ли он только на пороге обнаружения или полностью необнаружим.

инфляция

Другой вид инфляции, называемый гибридной инфляцией , является продолжением новой инфляции. Оно вводит дополнительные скалярные поля, так что, хотя одно из скалярных полей отвечает за нормальную медленную инфляцию, другое запускает конец инфляции: когда инфляция продолжается достаточно долго, второму полю становится выгодно распасться до гораздо более низкого уровня. энергетическое состояние.

В гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (определяя, таким образом, скорость расширения), а другое отвечает за медленное вращение (тем самым определяя период инфляции и ее прекращение). Таким образом, колебания первого инфлатона не повлияют на прекращение инфляции, а колебания второго не повлияют на темпы роста. Поэтому гибридная инфляция не вечна. Когда второй (медленно катящийся) инфлатон достигает дна своего потенциала, он меняет положение минимума потенциала первого инфлатона, что приводит к быстрому скатыванию инфлатона вниз по его потенциалу, что приводит к прекращению инфляции.

с

Темная энергия во многом похожа на инфляцию и, как полагают, вызывает ускорение расширения современной Вселенной. Однако энергетический масштаб темной энергии гораздо ниже, 10 ⁻¹² ГэВ, что примерно на 27 порядков меньше масштаба инфляции.

и

Открытие компактификации потока открыло путь к согласованию инфляции и теории струн. Инфляция бран предполагает, что инфляция возникает из-за движения D-бран. в компактифицированной геометрии обычно в сторону стопки анти-D-бран. Эта теория, основанная на принципе действия Дирака-Борна-Инфельда , отличается от обычной инфляции. Динамика не совсем понятна. Похоже, что необходимы особые условия, поскольку инфляция происходит при туннелировании между двумя вакуумами в струнном ландшафте . Процесс туннелирования между двумя вакуумами — это форма старой инфляции, но тогда новая инфляция должна произойти по какому-то другому механизму.

Инфляция и

При исследовании влияния теории петлевой квантовой гравитации на космологию была разработана модель петлевой квантовой космологии , которая обеспечивает возможный механизм космологической инфляции. Петлевая квантовая гравитация предполагает квантованное пространство-время. Если плотность энергии больше, чем может удержать квантованное пространство-время, считается, что она возвращается обратно.

Альтернативы и дополнения

Были предложены и другие модели, которые, как утверждается, объясняют некоторые или все наблюдения, связанные с инфляцией.

Большой отскок

Гипотеза большого отскока пытается заменить космическую сингулярность космическим сжатием и отскоком, тем самым объясняя начальные условия, которые привели к большому взрыву. Проблемы плоскостности и горизонта естественным образом решаются в теории гравитации Эйнштейна-Картана -Скиамы-Киббл без необходимости использования экзотической формы материи или свободных параметров. Эта теория расширяет общую теорию относительности, снимая ограничение симметрии аффинной связности и рассматривая ее антисимметричную часть, тензор кручения , как динамическую переменную. Минимальная связь между кручением и спинорами Дирака порождает спин-спиновое взаимодействие, которое существенно в фермионной материи при чрезвычайно высоких плотностях. Такое взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого взрыва, заменяя ее каспаобразным отскоком при конечном минимальном масштабном коэффициенте, до которого Вселенная сжималась. Быстрое расширение сразу после Большого Отскока объясняет, почему нынешняя Вселенная в крупнейших масштабах кажется пространственно плоской, однородной и изотропной. По мере уменьшения плотности Вселенной эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно вступает в эру доминирования радиации.

и

Экпиротическая циклическая и модели также считаются дополнениями к инфляции. Эти модели решают проблему горизонта в эпоху расширения задолго до Большого взрыва, а затем генерируют необходимый спектр первичных возмущений плотности во время фазы сжатия, ведущей к Большому сжатию . Вселенная проходит через Большое сжатие и возникает в горячей фазе Большого взрыва . В этом смысле они напоминают Ричарда Чейса Толмена колебательную вселенную ; однако в модели Толмена общий возраст Вселенной обязательно конечен, тогда как в этих моделях это не обязательно так. Можно ли создать правильный спектр флуктуаций плотности и сможет ли Вселенная успешно пройти переход от Большого Взрыва к Большому Сжатию, остается темой споров и текущих исследований. Экпиротические модели позволяют избежать проблемы магнитного монополя до тех пор, пока температура при переходе от Большого сжатия к Большому взрыву остается ниже шкалы Великого Объединения, поскольку это температура, необходимая в первую очередь для образования магнитных монополей. При нынешнем положении дел нет никаких свидетельств какого-либо «замедления» расширения, но это неудивительно, поскольку ожидается, что каждый цикл продлится порядка триллиона лет.

струнного

Теория струн требует, чтобы в дополнение к трем наблюдаемым пространственным измерениям существовали дополнительные измерения, которые свернуты или компактифицированы (см. также теорию Калуцы – Клейна ). Дополнительные измерения появляются как частый компонент моделей супергравитации и других подходов к квантовой гравитации . Это подняло непредвиденный вопрос о том, почему четыре измерения пространства-времени стали большими, а остальные стали ненаблюдаемо малыми. Попытку ответить на этот вопрос, названную космологией струнного газа , предложили Роберт Бранденбергер и Камрун Вафа . Эта модель фокусируется на динамике ранней Вселенной, рассматриваемой как горячий газ струн. Бранденбергер и Вафа показывают, что измерение пространства-времени может расширяться только в том случае, если обвивающие его струны способны эффективно уничтожать друг друга. Каждая строка представляет собой одномерный объект, а наибольшее число измерений, в которых две строки обычно пересекаются (и, предположительно, аннигилируют), равно трем. Поэтому наиболее вероятное количество некомпактных (больших) пространственных измерений равно трем. Текущая работа над этой моделью сосредоточена на том, сможет ли она добиться успеха в стабилизации размера компактифицированных измерений и создании правильного спектра первичных возмущений плотности. Исходная модель не «решала проблемы энтропии и плоскостности стандартной космологии». хотя Бранденбургер и соавторы позже утверждали, что эти проблемы можно устранить, реализовав космологию струнного газа в контексте сценария прыгающей Вселенной.

Варьируется c

Дополнительная информация: Переменная скорость света.

Космологические модели, использующие переменную скорость света, были предложены для решения проблемы горизонта и обеспечения альтернативы космической инфляции. В моделях VSL фундаментальная константа c , обозначающая скорость света больше в вакууме, в ранней Вселенной , чем ее нынешнее значение, что эффективно увеличивает горизонт частиц во время разделения в достаточной степени, чтобы объяснить наблюдаемую изотропию реликтового излучения.

Критика

С момента своего появления Аланом Гутом в 1980 году инфляционная парадигма получила широкое признание. Тем не менее, многие физики, математики и философы науки высказали критику, заявив, что предсказания непроверяемы и не имеют серьезной эмпирической поддержки. В 1999 году Джон Эрман и Хесус Мостерин опубликовали подробный критический обзор инфляционной космологии, в котором пришли к выводу:

«Мы не думаем, что пока существуют веские основания для принятия какой-либо модели инфляции в стандартное ядро ​​космологии».

Как отмечал Роджер Пенроуз в 1986 году, для того, чтобы инфляция работала, требуются чрезвычайно специфические начальные условия, так что проблема (или псевдопроблема) начальных условий не решается:

«Есть что-то фундаментально неправильное в попытках объяснить однородность ранней Вселенной как результат процесса термализации. ... Ибо, если термализация действительно что-то делает ... тогда она представляет собой определенное увеличение энтропии. Таким образом, до термализации Вселенная была бы еще более особенной, чем после».

Проблема конкретных или «точно настроенных» начальных условий не была бы решена; было бы хуже. На конференции в 2015 году Пенроуз заявил, что

«Инфляция не поддается фальсификации, она фальсифицирована... BICEP оказал замечательную услугу, вытащив всех инфляционистов из их скорлупы и дав им синяк под глазом».

Постоянная критика инфляции состоит в том, что используемое поле инфлатона не соответствует ни одному известному физическому полю и что его кривая потенциальной энергии кажется специальным изобретением, позволяющим учесть практически любые доступные данные. Пол Стейнхардт , один из отцов-основателей инфляционной космологии, недавно стал одним из ее самых резких критиков. Он называет «плохой инфляцией» период ускоренного расширения, результаты которого противоречат наблюдениям, а «хорошей инфляцией» — тот, который с ними совместим:

«Не только плохая инфляция более вероятна, чем хорошая инфляция, но никакая инфляция не является более вероятной, чем любая из них… Роджер Пенроуз рассмотрел все возможные конфигурации инфлатона и гравитационных полей. Некоторые из этих конфигураций приводят к инфляции… Другие конфигурации приводят к однородной, плоской Вселенной напрямую – без инфляции. Однако в целом получение плоской Вселенной маловероятно. Однако шокирующий вывод Пенроуза заключался в том, что получение плоской Вселенной без инфляции гораздо более вероятно, чем с инфляцией – в 10 раз. власть!"

Вместе с Анной Иджас и Абрахамом Лебом он написал статьи, в которых утверждалось, что инфляционная парадигма находится в беде ввиду данных со спутника Планк .

Контраргументы представили Алан Гут , Дэвид Кайзер и Ясунори Номура. и Андрей Линде , говоря это

«космическая инфляция находится на более сильной основе, чем когда-либо прежде».

См. также

• Бранная космология
• Сохранение углового момента
• Космология
• Темный поток
• Закон Хаббла
• Неминимально связанная инфляция
• Нелинейная оптика
• Трехторическая модель Вселенной
• Теплая инфляция

Источники

• Гут, Алан (1997). Инфляционная Вселенная: поиск новой теории космического происхождения . Персей. ISBN  978-0-201-32840-0 .
• Хокинг, Стивен (1998). Краткая история времени . Петух. ISBN  978-0-553-38016-3 .
• Хокинг, Стивен; Гэри Гиббонс (1983). Очень ранняя Вселенная . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-31677-4 .
• Колб, Эдвард; Майкл Тернер (1988). Ранняя Вселенная . Аддисон-Уэсли. ISBN  978-0-201-11604-5 .
• Линде, Андрей (2005). Физика элементарных частиц и инфляционная космология . Современные концепции в физике. Том. 5. С. 1–362. arXiv : hep-th/0503203 . Бибкод : 2005hep.th....3203L . ISBN  978-3-7186-0490-6 . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( помогите )
• Линде, Андрей (2006). «Инфляция и струнная космология». Приложение «Прогресс теоретической физики» . 163 : 295–322. arXiv : hep-th/0503195 . Бибкод : 2006ПТПС.163..295Л . дои : 10.1143/PTPS.163.295 . S2CID   119410403 .
• Лиддл, Эндрю; Дэвид Лит (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура . Кембридж. ISBN  978-0-521-57598-0 .
• Лит, Дэвид Х.; Риотто, Антонио (1999). «Модели инфляции и космологического возмущения плотности в физике элементарных частиц». Отчеты по физике . 314 (1–2): 1–146. arXiv : hep-ph/9807278 . Бибкод : 1999PhR...314....1L . дои : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 . S2CID   119517140 .
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-56398-7 .
• Виленкин, Алексей (2006). Множество миров в одном: поиск других вселенных . Хилл и Ван. ISBN  978-0-8090-9523-0 .
• Пиблс, PJE (1993). Принципы физической космологии . Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-01933-8 .

Внешние ссылки

• Была ли космическая инфляция «взрывом» Большого взрыва? , Алан Гут, 1997 г.
• Эндрю Р. Лиддл (1999). «Введение в космологическую инфляцию». п. 260. arXiv : astro-ph/9901124 .
• обновление 2004 года , Эндрю Лиддл
• Кови, Лаура (2003). «Состояние наблюдательной космологии и инфляции». п. 67. arXiv : hep-ph/0309238 .
• Лит, Дэвид Х. (2003). «Какая модель инфляции является лучшей?». п. 260. arXiv : hep-th/0311040 .
• Рост симметрии инфляции , декабрь 2004 г.
• Бортовой журнал Гута, показывающий оригинальную идею
• WMAP поддерживает аргументы в пользу космической инфляции, март 2006 г.
• Пресс-релиз WMAP НАСА, март 2006 г. Архивировано 22 ноября 2013 г. в Wayback Machine.
• Макса Тегмарка » « Наша математическая вселенная (2014), «Глава 5: Инфляция»