ФЭНДОМ


Космология
WMAP 2003
Изучаемые объекты и процессы
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания
Родственные темы

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́ннойгипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого Взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Предложена в 1981 Аланом Гутом и Андреем Линде.

Недостатки модели горячей Вселенной Править

Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи ($ t_{Plank}\approx 10^{-43} $ сек, $ \rho_{Plank}\approx 10^{93} $ г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

$ p=\varepsilon/3 $, где р — давление, $ \varepsilon $ — плотность энергии.

Масштабный фактор R(t) изменялся на указанном интервале времени по закону $ R(t) \sim t^{1/2} $, а затем, до настоящего времени, по закону $ R(t) \sim t^{2/3} $, соответствующему уравнению состояния:

$ p\ll\varepsilon=\rho c^2 $, где $ \rho $ — средняя плотность Вселенной.

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной Править

Размер наблюдаемой области Вселенной l0 по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием $ r_H = c/H_0 \approx 10^{28} $ см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии $ l \le l_0 $.

Однако в Планковскую эпоху Большого Взрыва расстояние между этими частицами составляло:

$ l'=l_0 R(t_{Plank})/R(t_0)\approx 10^{-3} $ см,

а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:

$ l_{Plank}=ct_{Plank}\approx 10^{-33} $ см (планковское время ($ t_{Plank}\approx 10^{-43} $ сек),

то есть в объёме $ \! l' $ содержалось (~ 1090) таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого Взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от $ \! t_{Plank} $. Таким образом, можно было бы ожидать существенной неоднородности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени однородно (~10-4).

Проблема плоской Вселенной Править

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной $ \! \rho $ близка к т. н. критической плотности $ \! \rho_{crit} $, при которой кривизна пространства вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности $ \! \rho $ от критической плотности $ \! \rho_{crit} $ со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны вселенной в рамках стандартной модели горячей вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху $ \! \rho_{Plank} $ от $ \! \rho_{crit} $ не более, чем на 10-60.

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной Править

Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — скопления галактикгалактики». Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определенная амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей вселенной также приходится постулировать.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной Править

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения $ R(t) \sim t^{1/2} $ на экспоненциальный закон:

$ R(t) \sim e^{H(t)t} $, где $ \! H(t)=(1/R)dR/dt $постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек-1 > H > 1036 cек-1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей, соответствующих уравнению состояния $ p=-\varepsilon $, то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора R(t), плотность энергии $ \! \epsilon $ остаётся постоянной.

В ходе дальнейшего расширения энергия $ \varepsilon $ поля, обуславливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую темп-ру и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения $ \! R(t) \sim t^{1/2} $.

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели Править

  • Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабой однородности и изотропности Вселенной: весь наблюддаёмый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно связанной области доинфляционной эпохи.
  • На инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности $ \! \rho $ автоматически оказывается весьма близким к критическому $ \! \rho_{crit} $, то есть разрешается проблема плоской Вселенной.
  • В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной.

Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной Править

Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить о инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Неизвестный в настоящее время (2005 г.) фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.

Литература Править