Оригинал
https://elementy.ru/novosti_nauki/434107/Andrey_Linde_ot_khaoticheskoy_inflyatsii_do_supergravitatsii/t5271964/Kosmologiya
Это более-менее та модель Вселенной, которой меня учили в школе. Про Ω - кривизну пространства только я не знал.
UPDATE 12.10.2024
См. также:
Физики показали, что время может идти вспять
От хаотической инфляции до супергравитации в пересказе GPT-4o
Астрофизикам не удается снизить "хаббловское напряжение" в пересказе GPT-4o
Гипотеза о циклической Вселенной получила наблюдательную поддержку в пересказе GPT-4o, книга Николая Горькаового
«Осциллирующая Вселенная»
END OF UPDATE
Ниже есть продолжение.
Андрей Линде, известный физик и космолог, 40 лет назад опубликовал статью о "хаотической инфляции", которая стала важным вкладом в теоретическую космологию. Эта работа предложила новую концепцию быстрого расширения Вселенной на ранней стадии её существования, известную как космическая инфляция. Идея инфляции помогла решить проблемы, которые были в предыдущих теориях расширения Вселенной.
Космическая инфляция не появилась из ниоткуда. Её предшественниками были идеи из классической физики, такие как сценарий экспоненциального расширения пространства, предложенный Виллемом де Ситтером в 1917 году, и некоторые версии теории квантовых полей. Однако главным стимулом для её создания стало переосмысление модели горячей Вселенной, или модели Большого взрыва, разработанной Георгием Гамовым и его коллегами в середине XX века.
Модель Большого взрыва объясняет эволюцию Вселенной и синтез химических элементов на её ранней стадии. Она стала общепринятой после открытия в 1964 году реликтового космического излучения, которое подтвердило её предсказания. Однако, чтобы модель была точной, важно правильно определить временные границы её применения. Она работает для времён, превышающих 10^-6 секунды после Большого взрыва, и даже может быть применена до времён порядка 10^-12–10^-11 секунды, когда слабое взаимодействие отделилось от электромагнитного.
Таким образом, теория инфляции и модель Большого взрыва вместе дают нам уникальное понимание эволюции Вселенной, начиная с самых ранних её моментов.
В начале существования Вселенная была невероятно горячей и плотной. Температура фотонного газа достигала около 10 триллионов градусов Кельвина. Со временем Вселенная расширялась и охлаждалась, что привело к нынешней температуре реликтового излучения около 2,7255 K.
В 1970-х годах космологи считали, что сразу после рождения Вселенная была ещё более плотной и горячей. Согласно тогдашним моделям, через 10^-43 секунды после Большого взрыва наблюдаемая часть Вселенной имела размер около миллиметра. Это казалось невероятным, учитывая, что масса барионной компоненты наблюдаемой Вселенной составляет около 10^53 килограммов. Однако, несмотря на кажущуюся фантастичность, эти идеи не вызывали массового недоверия.
Барионная компонента наблюдаемой Вселенной относится к той части материи, которая состоит из барионов — частиц, таких как протоны и нейтроны, которые составляют атомные ядра. Барионы составляют примерно 4-5% от общей плотности энергии Вселенной. Лептоны — это класс элементарных частиц, которые, в отличие от барионов, не участвуют в сильном ядерном взаимодействии. Лептоны включают в себя электроны, мюоны, тау-лептоны и их соответствующие нейтрино (электронное нейтрино, мюонное нейтрино и тау-нейтрино). Электроны — наиболее известные лептоны, так как они являются основными компонентами атомов, находясь в оболочках вокруг атомных ядер. Нейтрино, с другой стороны, являются очень лёгкими и слабо взаимодействующими частицами, которые трудно обнаружить. Лептоны играют важную роль в электромагнитных и слабых взаимодействиях. Лептонная материя составляет лишь небольшую часть от общего количества обычной материи, но вместе с барионами они составляют около 5% от общей плотности энергии Вселенной. Большая часть Вселенной состоит из тёмной материи и тёмной энергии, которые составляют примерно 27% и 68% соответственно. Эти компоненты не излучают свет и не взаимодействуют с обычной материей в привычном нам смысле, но оказывают гравитационное влияние на барионную и лептонную материю и на структуру Вселенной в целом.
Тем не менее, теория горячей Вселенной столкнулась с более серьёзными проблемами, которые не просто вызывали эмоциональный отклик, но и требовали физического объяснения. Эти проблемы стали стимулом для дальнейшего развития теорий, таких как инфляционная модель, которая предложила новые механизмы для объяснения ранней эволюции Вселенной.
Первая проблема, с которой столкнулась теория горячей Вселенной, связана с кривизной космического пространства. Астрономы давно заметили, что современное пространство либо плоское, либо имеет очень небольшую кривизну. Космологические модели, разработанные Александром Фридманом и Жоржем Леметром в 1920-х годах, позволяют вычислить, какой должна была быть эта кривизна вскоре после Большого взрыва, чтобы соответствовать современным наблюдениям.
Кривизна пространства измеряется с помощью параметра Ω, который показывает отношение средней плотности космической энергии к критической плотности, при которой пространство становится плоским. Если Ω равно единице, то пространство плоское. Полвека назад было ясно, что Ω близок к единице, отклоняясь не более чем в десять раз в любую сторону. Однако, согласно математике космологических моделей, через одну секунду после Большого взрыва Ω мог отличаться от единицы лишь на 10^-14. Это означает, что в ранней Вселенной должна была быть невероятно точная "настройка" этого параметра.
Вопрос, который возник у учёных, заключался в том, является ли такая точная настройка случайной или она обусловлена какими-то физическими причинами. Американские физики Роберт Дикке и Джеймс Пиблс в 1979 году сформулировали эту проблему, пытаясь понять, почему Вселенная оказалась так точно настроена. Эта проблема стала одной из причин, по которой учёные начали искать новые теории, такие как инфляционная модель, чтобы объяснить такие особенности ранней Вселенной.
Вторая проблема связана с реликтовым излучением, которое является остаточным излучением от ранней Вселенной. Современные измерения показывают, что температура этого излучения практически одинакова во всех направлениях, с точностью до тысячной доли процента. В 1970-х годах таких точных данных ещё не было, но астрономы предполагали, что колебания температуры не превышают одной десятой процента.
Загадка заключается в том, что фотоны реликтового излучения разлетелись по Вселенной примерно через 380 тысяч лет после Большого взрыва. Если Вселенная эволюционировала по моделям Фридмана-Леметра, то фотоны, которые мы видим из разных частей неба, должны были исходить из областей, которые не могли взаимодействовать друг с другом. Эти области были разделены расстояниями, которые свет не мог преодолеть за всё время существования Вселенной на тот момент. Это означает, что они не могли обмениваться энергией и устанавливать тепловое равновесие, которое бы уравняло их температуры.
Таким образом, возникает вопрос: как эти области оказались практически одинаково нагреты, если они не могли "знать" друг о друге? Это кажется невероятным совпадением. Эта проблема, известная как проблема горизонта, также стала одной из причин, по которой учёные начали искать новые теории, такие как инфляционная модель, которая могла бы объяснить, как такие удалённые области Вселенной могли быть связаны в прошлом. Инфляционная теория предполагает, что в очень ранней Вселенной произошло быстрое расширение, которое могло бы "связать" эти области, обеспечивая их одинаковую температуру.
Третья проблема связана с теоретическими моделями Великого объединения, которые пытались объединить три фундаментальных взаимодействия: сильное, слабое и электромагнитное. Эти модели предсказывали, что вскоре после Большого взрыва должны были появиться массивные частицы, называемые магнитными монополями, которые несут одиночный магнитный заряд.
Механизм их появления был предложен Александром Поляковым и Герардом 'т Хоофтом в 1974 году. Согласно их теории, когда Вселенная была очень молодой (около 10^-36 секунды), сильное взаимодействие отделилось от электрослабого. В этот момент в вакууме должны были образоваться точечные топологические дефекты с массой, в 10^15–10^16 раз превышающей массу протона.
Позже, когда электрослабое взаимодействие разделилось и появился настоящий электромагнетизм (примерно через 10^-12 секунды после рождения Вселенной), эти дефекты обрели магнитные заряды и стали магнитными монополями. Эти частицы должны были существовать в изобилии, но их отсутствие в наблюдаемой Вселенной стало серьёзной проблемой для теории. Это отсутствие требует объяснения, так как согласно теории, они должны были быть стабильными и сохраняться до наших дней.
Эта модель, хотя и красивая, создала серьёзную проблему для космологии. Магнитные монополи, как и частицы с противоположными зарядами, должны аннигилировать при встрече друг с другом. Однако, в остальном, они считаются стабильными. Из-за своей огромной массы, по меркам микромира, они должны были замедлиться до низких скоростей вскоре после своего появления и рассеяться по Вселенной, оставаясь до наших дней.
Согласно модели Большого взрыва, плотность этих монополей сегодня должна быть примерно такой же, как плотность протонов. Но если бы это было так, то общая плотность энергии во Вселенной была бы в квадриллион раз больше, чем мы наблюдаем. Это создало бы несоответствие с реальными наблюдениями, так как мы не видим такой огромной плотности энергии. Таким образом, отсутствие наблюдаемых магнитных монополей стало серьёзной проблемой, требующей объяснения.
Для ясности стоит отметить, что все попытки обнаружить магнитные монополи до сих пор не увенчались успехом. Исследования, проведенные в железных рудах и морской воде, показали, что если монополи и существуют, то их количество по отношению к числу протонов не превышает 10^-30. Это означает, что либо магнитных монополей вообще нет в нашей части Вселенной, либо их плотность настолько мала, что современные приборы не могут их зафиксировать, даже несмотря на их уникальную магнитную подпись.
Астрономические наблюдения также не выявили признаков существования монополей. Если бы они присутствовали, это должно было бы оказывать влияние на магнитные поля нашей Галактики, но такого влияния не обнаружено. Таким образом, отсутствие наблюдаемых магнитных монополей остаётся нерешённой загадкой, которая требует объяснения в рамках космологических моделей.
К началу 1980-х годов стало ясно, что, несмотря на свою элегантность и соответствие многим наблюдениям, модель Большого взрыва нуждается в доработке. Она не могла полностью объяснить некоторые важные аспекты ранней Вселенной, такие как проблема горизонта, плоскости и отсутствие магнитных монополей.
Для решения этих проблем требовались новые идеи и подходы, которые могли бы расширить модель и сделать её применимой к самым ранним моментам существования Вселенной. Это означало необходимость в принципиально новых и, возможно, революционных теоретических прозрениях. Именно в этом контексте начали развиваться новые теории, такие как инфляционная модель, которые предложили механизмы для объяснения этих загадок и дали более полное понимание эволюции Вселенной.
Экспонента всё превозмогает!
В начале 1980-х годов появилась гипотеза, которая предложила новое понимание ранней Вселенной через инфляционную модель. Она предполагала, что на самых ранних стадиях существования Вселенной существовало скалярное поле, называемого инфлатонным, которое создаёт отрицательное давление. Скалярное поле — это поле, кванты которого являются бесспиновыми бозонами, подобно бозонам Хиггса.
Бесспиновые бозоны — это частицы, у которых спин равен нулю. Спин — это квантовое свойство частиц, аналогичное угловому моменту, и оно может принимать как целые, так и полуцелые значения. Бозоны — это частицы с целым спином, которые подчиняются статистике Бозе-Эйнштейна. Примером бесспинового бозона является бозон Хиггса, который играет ключевую роль в механизме, придающем массу другим элементарным частицам. В контексте инфляционной теории, кванты скалярного поля, ответственного за инфляцию, также являются бесспиновыми бозонами. Эти частицы не имеют направления вращения, что делает их поведение отличным от частиц с ненулевым спином.
Отрицательное давление может показаться парадоксальным, но его можно сравнить с поведением эластичной ленты. В отличие от сжатого газа, который при расширении теряет энергию и охлаждается, эластичная лента стремится сжаться. Если её растянуть, она накапливает энергию и нагревается. Подобным образом, инфлатонное поле с отрицательным давлением накапливает энергию при расширении Вселенной, и эта энергия затем высвобождается, нагревая Вселенную.
Отрицательное давление, создаваемое инфлатонным полем, действует как антигравитационная сила, которая "тянет" пространство, заставляя его расширяться экспоненциально. В инфляционной модели инфлатонное поле находится в состоянии "ложного вакуума", где его потенциал обеспечивает почти постоянную плотность энергии. Это состояние — локальный минимум потенциала энергии, временно стабильное, но не самое низкое возможное.
В этом состоянии энергия поля не уменьшается, даже когда пространство расширяется. Это как если бы у вас был резервуар с водой, и вы постоянно добавляли в него воду с такой же скоростью, с какой он расширяется. В результате уровень воды остаётся постоянным, несмотря на увеличение объёма резервуара. Подобным образом, энергия инфлатонного поля поддерживает постоянную плотность, несмотря на экспоненциальное расширение пространства.
Особый случай возникает, когда отрицательное давление равно плотности космической энергии с обратным знаком. В этом случае плотность энергии остаётся постоянной, даже когда пространство расширяется, потому что отрицательное давление компенсирует разрежение частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана — Леметра следует, что в такой ситуации Вселенная расширяется экспоненциально, удваивая свой радиус за равные промежутки времени. Это экспоненциальное расширение было теоретически предсказано де Ситтером в 1917 году и стало основой для инфляционной модели, которая объясняет многие загадки ранней Вселенной.
Когда инфлатонное поле начинает "скатываться" с потенциала, оно переходит в истинный вакуум, абсолютный минимум потенциала энергии, и инфляция заканчивается. Это приводит к высвобождению энергии, которая нагревает Вселенную и переводит её в более привычный режим расширения, который мы наблюдаем сегодня. Таким образом, инфляционная теория объясняет, как свойства скалярного поля позволяют поддерживать постоянную плотность энергии даже при грандиозном увеличении объёма, решая многие загадки ранней Вселенной.
Гипотеза экспоненциального расширения также предлагает решение для проблемы горизонта, которая заключается в том, что разные области Вселенной, которые не могли обмениваться информацией из-за ограниченной скорости света, имеют одинаковую температуру. Если предположить, что начальный пузырёк, из которого возникла наша Вселенная, был настолько мал, что его размер не превышал расстояние, которое свет мог пройти за время до его возникновения, то в этом пузырьке могло установиться тепловое равновесие. Это равновесие обеспечило бы одинаковую температуру по всему объёму пузырька.
Перед началом инфляции радиус Вселенной был лишь немного больше планковской длины, около 10^-35 метра. В течение инфляционной фазы этот радиус увеличился в невероятное количество раз. Например, данные космического телескопа «Планк» указывают на то, что коэффициент расширения мог составлять не менее 10^78. Это означает, что к концу инфляции размер Вселенной достигал многих тысяч световых лет.
Когда инфляция началась, этот равномерно нагретый пузырёк резко увеличился в размерах, сохраняя равномерность температуры. Таким образом, инфляция объясняет, почему мы наблюдаем одинаковую температуру реликтового излучения во всех направлениях, несмотря на то, что разные области Вселенной не могли взаимодействовать друг с другом после Большого взрыва. Это объяснение часто встречается в учебниках по космологии, хотя существуют и другие подходы к решению этой проблемы.
Инфляция также решает проблему кривизны пространства. Независимо от того, насколько сильно пространство было искривлено в начале, экспоненциальное расширение делает его почти идеально плоским, или евклидовым. Это связано с тем, что инфляция "разглаживает" любые искривления, приводя к тому, что параметр Ω, который измеряет кривизну, становится очень близким к единице. Таким образом, инфляционная теория объясняет, почему современная Вселенная кажется плоской и однородной, несмотря на её искривлённое начало.
Инфляционная теория также предлагает решение проблемы магнитных монополей, которые, согласно некоторым теоретическим моделям, должны были образоваться в изобилии вскоре после Большого взрыва. Если эти топологические дефекты, которые стали предшественниками магнитных монополей, возникли до или во время инфляционного расширения, то к концу этого процесса они оказались бы на огромных расстояниях друг от друга.
Инфляция "раздула" пространство настолько, что плотность монополей значительно уменьшилась. Даже после окончания инфляции Вселенная продолжала расширяться, что ещё больше снизило их плотность. Расчёты показывают, что даже если мы исследуем объём космоса размером с куб с ребром в миллиард световых лет, вероятность обнаружить хотя бы один магнитный монополь остаётся крайне низкой. Таким образом, инфляционная модель объясняет, почему мы не наблюдаем магнитные монополи в современной Вселенной, несмотря на их теоретическое предсказание.
Поиск причин
/
В начале 1980-х годов несколько теоретиков начали исследовать модели ранней эволюции Вселенной, которые включали короткую стадию экспоненциального расширения. Алексей Старобинский был одним из первых, кто предложил такую модель. Однако именно работа Алана Гута, опубликованная в 1981 году, привлекла широкое внимание к этой идее. Гут изначально стремился решить проблему отсутствия магнитных монополей, которые, согласно теоретическим предсказаниям, должны были образоваться в изобилии после Большого взрыва.
Гут осознал, что инфляционное расширение, вероятно, завершившееся на отметке в 10^-34 секунды, не только решает проблему магнитных монополей, но и предлагает решение для других загадок, таких как плоская геометрия Вселенной и проблема горизонта. Он ввёл термин "космологическая инфляция" для описания этого сверхбыстрого расширения пространства, и этот термин быстро был принят научным сообществом. Таким образом, инфляционная теория стала важным шагом в понимании ранней Вселенной, предлагая решения для нескольких ключевых проблем, с которыми столкнулась модель Большого взрыва.
Модель инфляции, предложенная Аланом Гутом, имела значительный недостаток: она предполагала образование множества инфляционных областей, которые могли сталкиваться друг с другом, выделяя огромное количество энергии. Это приводило к формированию хаотичного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, что не соответствовало наблюдаемой однородности и изотропности нашей Вселенной.
Однако вскоре Андрей Линде в Москве, а также Андреас Альбрехт и Пол Стейнхардт в Филадельфии предложили улучшение этой модели. Они показали, что, изменив теорию скалярного поля, можно избежать этих проблем. Их подход предполагал, что вся наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, который был отделён от других подобных пузырей огромными расстояниями. Каждый такой пузырь на ранней стадии своего существования проходит через фазу инфляционного расширения, увеличивая свой радиус на десятки или сотни порядков.
Эти другие области, или "пузыри", остаются невидимыми для нас, поскольку свет от них достигнет нашей части Вселенной только через триллионы или квадриллионы лет. Даже если "наш" пузырь столкнётся с соседним, световые сигналы от этого события будут потеряны в огромных временных масштабах. Андрей Линде назвал эту теоретическую конструкцию "новым сценарием для инфляционной Вселенной" в своей статье, написанной в 1981 году и опубликованной в 1982 году. Этот сценарий предложил возможное решение проблем горизонта, плоскости, однородности, изотропии и первичных магнитных монополей, с которыми столкнулась модель Гута.
В 1983 году Андрей Линде предложил теорию хаотической инфляции, которая стала важным шагом в понимании ранней Вселенной. Эта теория значительно расширила возможности для запуска инфляционных процессов, ослабив требования к скалярным полям. В отличие от предыдущих моделей, хаотическая инфляция допускает существование множества скалярных полей с нужными свойствами, что делает её более универсальной.
Представьте себе, что в начале Вселенная была полем с неоднородностями, как если бы это была поверхность с небольшими волнами. В процессе инфляции эти волны растягиваются и разглаживаются, так что к концу инфляции поверхность становится практически плоской. Это объясняет, почему мы наблюдаем такую однородность в реликтовом излучении.
На завершающем этапе инфляции скалярное поле, которое до этого поддерживало экспоненциальное расширение Вселенной, начинает терять свою энергию. Осциллировать означает колебаться или совершать регулярные движения вокруг определённой точки. В контексте скалярного поля, это означает, что поле начинает колебаться около минимума своей потенциальной энергии, как маятник, который качается вокруг своей точки равновесия. Представьте себе, что это поле похоже на натянутую пружину. Когда инфляция заканчивается, пружина начинает "раскручиваться", и её энергия высвобождается. Эти колебания поля вокруг минимума его потенциальной энергии приводят к тому, что энергия, накопленная в поле, начинает высвобождаться.
Эта высвобожденная энергия превращается в частицы и фотоны, которые заполняют Вселенную. Это похоже на то, как энергия, высвобождаемая из пружины, может быть использована для запуска механизма. В нашем случае, высвобожденная энергия создаёт горячую "суповую" смесь частиц, которые начинают взаимодействовать друг с другом. Эти взаимодействия приводят к установлению равновесной температуры, и Вселенная становится горячей и плотной.
Таким образом, по окончании инфляции, мы имеем Вселенную, которая готова к дальнейшей эволюции по сценарию Большого взрыва. Инфляционная космология, предложенная Линде, позволяет сдвинуть момент Большого взрыва к 10^-34 секунды после начала инфляции. Это приближает нас к самому началу нашего Мироздания, хотя и не охватывает его полностью. Теория хаотической инфляции стала ключевым инструментом для объяснения структуры Вселенной и решения многих проблем, с которыми столкнулась классическая модель Большого взрыва. Этот процесс объясняет, как из однородного и плоского состояния Вселенная перешла в состояние, в котором мы её наблюдаем сегодня, с разнообразием частиц и структур.
Теория хаотической инфляции, предложенная Андреем Линде, предлагает убедительное объяснение того, почему мы наблюдаем почти однородное реликтовое излучение с небольшими, но ненулевыми вариациями температуры. Эти колебания вызваны квантовыми флуктуациями скалярного поля на ранней стадии существования Вселенной. Теория также решает проблему горизонта, не требуя предположения о том, что до начала инфляции Вселенная находилась в состоянии теплового равновесия.
Хаотическая инфляция предсказывает, что после завершения инфляции распределение вещества и излучения в пространстве должно быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные неоднородности плотности материи, которые со временем стали основой для формирования галактик и космических пустот. Без инфляционного растяжения пространства эти флуктуации были бы слишком слабыми, чтобы стать зародышами галактик. Таким образом, инфляция в хаотической модели выступает как мощный и универсальный механизм, способный создавать структуру Вселенной.
На масштабах порядка сотых долей наблюдаемой нами части Вселенной (сотни мегапарсек) её состав остаётся однородным и изотропным. Однако на уровне всего Космоса однородность исчезает. Линде показал, что инфляция может быть вечной, прекращаясь в одной области и начинаясь в другой, создавая бесконечный процесс самовоспроизводства. Это приводит к возникновению множества миров, известных как Мультивселенная. В этих мирах базовые скалярные поля могут иметь разные значения, что приводит к различным физическим законам. Например, внутриядерные силы и заряд электрона могут отличаться от наших. Эта концепция Мультивселенной активно обсуждается физиками и космологами, предлагая захватывающую и фантастическую картину нашего Космоса.
Инфляционная космология достигла значительных успехов, предсказав плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до её подтверждения астрономами и астрофизиками. До конца 1990-х годов считалось, что параметр Ω, отражающий плотность вещества во Вселенной, не превышает 1/3. Однако открытие тёмной энергии показало, что этот параметр практически равен единице, как и предсказывали инфляционные модели. Инфляция также предсказала вариации температуры реликтового излучения и их спектр, что было подтверждено наблюдениями. Несмотря на многочисленные попытки опровергнуть инфляционную теорию, она остаётся устойчивой.
Концепция множественности вселенных, или Мультивселенной, стала частью научной культуры нового поколения физиков и космологов, представляя собой своего рода научную революцию. Однако, несмотря на успехи, инфляционная парадигма остаётся незавершённой. Существует множество моделей инфляции, и ни одна из них не является признанным лидером. Проблема начала инфляции остаётся нерешённой, и пока неясно, как к ней подойти.
Тем не менее, у инфляционной картины мира нет серьёзных конкурентов. Её можно сравнить с атомно-молекулярной теорией вещества, которая в своё время также имела множество неувязок, но со временем завоевала полное признание. Есть надежда, что инфляционная космология справится со своими трудностями и станет основой для дальнейшего понимания Вселенной.
