Инфляционная модель Вселенной

Вселенная расширяется – это факт на сегодняшний день считается установленным. В прошлом Вселенная имела большую плотность и высокую температуру. Большая часть вещества Вселенной – это газ.

В настоящее время теория Большого взрыва признана в научном мире. Эта теория говорит нам о том, что Вселенная появилась из сингулярности.

Описание стадии сингулярности точки зрения классической физики невозможно и должно быть сделано на языке квантовой физики, в котором все физические параметры велики, но не бесконечны. Такие величины называют планковскими. Например, планковская температура равна $T_{PI}=1,3\bullet 10^{32}$К.

Начиная с планковского момента времени, Вселенная стала расширяться, ее температура уменьшаться. Длительность начальной стадии оценивается как $t_{PI}\sim 10^{-43}$ с. Фактов наблюдений в пользу данной стадии нет, на ее существование указал теоретический анализ начальной стадии Большого взрыва.

Инфляционная стадия развития Вселенной

Считается, что спустя $t=10^{-42}$ с от рождения пространства – времени в нашей Вселенной наступает стадия инфляции.

Космология позаимствовала термин «инфляция» из экономики. Он обозначает рост масштабов с высокой скоростью. При этом скорость роста пропорциональна самой величине. Рост идет по экспоненте.

Стадии инфляции в космологии характерно предельно сильное отрицательное давление. При данном давлении изменяются сами законы классической теории гравитации. Вещество является не источником притяжения, а рассматривается как источник отталкивания.

Во время стадии инфляции:

• объем Вселенной должен был вырасти на много порядков за короткий отрезок времени;
• в результате процессов роста вся Вселенная оказалась в одной причинно- связанной области;
• в результате кинетическая энергия роста становится равной ее потенциальной энергии;
• в результате действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и получает большую кинетическую энергию (эту энергию наблюдают как хаббловское расширение по инерции).

Следствием является то, что наблюдатель способен видеть исключительно процессы, происходящие внутри области Вселенной, объем которой равен кубу размера горизонта.

В эпоху инфляции процессы, которые происходят внутри одного домена, протекают не связано с процессами в соседних доменах. Например, расширение доменов, которые находятся на расстоянии порядка горизонта, не ведет к взаимному проникновению одной области на «территорию» другой области. Расширение каждого домена идет четко внутри объема, который допущен общей теорией относительности. Появляются неоднородности, масштабы которых больше, чем размер домена.

Инфляционные модели

Наличие космологической постоянной в уравнениях Эйнштейна эквивалентно существованию ненулевой энергии вакуума с тензором энергии – импульса $(T_{ik})$ (или гравитационной постоянной). То, что $ T_{ik}\neq 0$ обуславливает экспоненциальное расширение Вселенной (решение де Ситтера).

Первым предложил применять решение де Ситтера для описания ранних стадий развития Вселенной, Э.Б. Глинер в 1965 году.

В 1968 году Я.Б. Зельдович показал, что скалярное поле, описываемое уравнением состояния:

$p=-\epsilon (1),$

где $p$ - давление действует аналогично тензору энергии – импульса.

В 1981 году А. Гус получил решение для расширяющейся Вселенной с распадом вакуума, которое было названо инфляцией.

Идея инфляции показала себя как крайне плодотворная. Она стала основой для большого числа модификаций теории.

Теории инфляции была сформулирована множеством способов, но при этом сохранялось условие расширения Вселенной по экспоненциальному закону. Предлагались к рассмотрению различные виды потенциалов инфляционного поля.

Не каждый вариант из теорий об инфляции вселенной полностью согласовывался с экспериментом и наблюдениями. Например, вариант теории инфляции, взявший за основание теорию Великого объединения, оказался неприемлемым. Но эта теория в самом простом варианте дала возможность ученым пояснить некоторые парадоксы, которые стандартная модель Фридмана, объяснить не смогла, например, проблемы:

• плоскости
• горизонта.

Проблема плоскости заключается в том, что геометрия нашей Вселенной евклидова, на математическом языке это означает, что плоская. В рамках теории гравитации геометрию пространства определяют плотность вещества и его движение. Сочетание может быть любым. Возникает вопрос: почему наш мир плоский?

Вторая проблема относится к физическим свойствам матери около космологического горизонта и определения в ранней Вселенной:

• температуры вещества,
• плотности вещества,
• изучения.

Инфляция – это больше сценарий, чем модель, поскольку степень произвола при выборе инфляционного потенциала очень большой.

Теория инфляции Линде

Теория инфляции в настоящее время развивается. Считается, что самым лучшим образом наблюдениям соответствует теория хаотической (вечной) инфляции. Эту теорию предложил А. Линде. В этой теории Мультивселенная заполнена скалярным полем, которое считают особым видом энергии, которую называют темной энергией. Эта энергия имеет очень большую плотность и релятивистски отрицательное давление. В разных частях Мультивселенной имеют место квантовые флуктуации этого скалярного поля. Квантовые флуктуации увеличивают и уменьшают среднюю плотность.

На стадии инфляции из квантовых флуктуаций скалярного поля возникают возмущения плотности. Квантовые флуктуации, возникающие в микроскопических масштабах, во Вселенной, расширяющейся по экспоненте, быстро увеличивают свои размеры и амплитуду, превращаются в значимые с точки зрения космологии. Так, говорят, что скопления галактик и галактики – это макроскопические проявления квантовых флуктуаций.

Скалярное поле имеет большую плотность потенциальной энергии, примерно $10^{78} \frac{г}{см^3}$. Состояние вещества, имеющего отрицательное давление, неустойчиво, поскольку его уравнение включает моды с амплитудами, растущими бесконечно. Данное состояние должно трансформироваться в обычное, с положительным или равным нулю давлением. Отсюда следует вывод о том, что фаза инфляции во вселенной очень короткая. После данной фазы вся энергия скалярного поля выделяется при рождении частиц в виде их кинетической (тепловой) энергии.