Infliacinis visatos plėtimasis. Visatos infliacija

Be Visatos kilmės klausimo, šiuolaikiniai kosmologai susiduria su daugybe kitų problemų. Tam, kad standartinė galėtų numatyti mūsų stebimą materijos pasiskirstymą, jos pradinė būsena turi pasižymėti labai aukštu organizuotumo laipsniu. Iš karto kyla klausimas: kaip galėjo susidaryti tokia struktūra?

Fizikas Alanas Guthas iš Masačusetso technologijos instituto pasiūlė savo versiją, kuri paaiškina spontanišką šios organizacijos atsiradimą, todėl nebereikia dirbtinai įvesti tikslius parametrus į pradinę Visatos būseną apibūdinančias lygtis. Jo modelis buvo vadinamas „infliacine visata“. Jo esmė ta, kad sparčiai besiplečiančios, perkaitintos Visatos viduje nedidelė erdvės dalis atšąla ir pradeda stipriau plėstis, lygiai taip pat, kaip peršaldytas vanduo greitai užšąla, plečiasi. Šis greitas plėtimosi etapas pašalina kai kurias problemas, būdingas standartinėms Didžiojo sprogimo teorijoms.

Tačiau Gutho modelis taip pat neapsieina be trūkumų. Kad Guto lygtys teisingai apibūdintų infliuojančią Visatą, jis turėjo labai tiksliai nurodyti pradinius savo lygčių parametrus. Taigi jis susidūrė su ta pačia problema kaip ir kitų teorijų kūrėjai. Jis tikėjosi atsikratyti būtinybės nurodyti tikslius didžiojo sprogimo sąlygų parametrus, tačiau tam turėjo įvesti savo parametrizaciją, kuri taip ir liko nepaaiškinta. Guthas ir jo bendraautorius P. Steingartas pripažįsta, kad jų modelyje „apskaičiavimai leidžia daryti priimtinas prognozes tik tuo atveju, jei pateikti pradiniai lygčių parametrai skiriasi labai siaurame diapazone. Dauguma teoretikų (įskaitant mus pačius) mano, kad tokios pradinės sąlygos yra mažai tikėtinos. Toliau autoriai pasakoja apie savo viltis, kad vieną dieną bus sukurtos naujos matematinės teorijos, kurios leis jiems padaryti savo modelį patikimesnį.

Ši priklausomybė nuo dar neatrastų teorijų yra dar vienas Gutho modelio trūkumas. Vieninga lauko teorija, kuria grindžiamas infliacinės visatos modelis, yra visiškai hipotetinė ir „blogai pritaikyta eksperimentiniam bandymui, nes daugumos jos prognozių negalima kiekybiškai patikrinti laboratorinėmis sąlygomis“. (Vieningo lauko teorija yra gana abejotinas mokslininkų bandymas susieti kai kurias pagrindines visatos jėgas.)

Kitas Gutho teorijos trūkumas yra tas, kad ji nieko nesako apie perkaitintos ir besiplečiančios materijos kilmę. Guthas išbandė savo infliacijos teorijos suderinamumą su trimis Visatos kilmės hipotezėmis. Pirmiausia jis pažvelgė į standartinę Didžiojo sprogimo teoriją. Šiuo atveju, pasak Gutho, infliacijos epizodas turėjo įvykti viename iš ankstyvųjų Visatos evoliucijos etapų. Tačiau šis modelis kelia neišsprendžiamą išskirtinumo problemą. Antroji hipotezė teigia, kad Visata atsirado iš chaoso. Vienos jo dalys buvo karštos, kitos šaltos, kitos plečiasi, kitos traukėsi. Tokiu atveju infliacija būtų prasidėjusi perkaitusiame ir besiplečiančiame Visatos regione. Tiesa, Guthas pripažįsta, kad šis modelis negali paaiškinti pirminio chaoso kilmės.

Trečioji galimybė, kuriai pritaria Guthas, yra ta, kad iš tuštumos kvantiškai mechaniškai išnyra perkaitinta, besiplečianti materijos dėmė. Straipsnyje, kuris pasirodė 1984 m. Scientific American, Guthas ir Steingartas teigė: „Infliacinis Visatos modelis leidžia suprasti galimą mechanizmą, pagal kurį stebima visata galėjo atsirasti iš be galo mažos erdvės srities. Žinant tai, sunku atsispirti pagundai žengti dar vieną žingsnį ir padaryti išvadą, kad Visata atsirado tiesiog iš nieko.

Tačiau, kad ir kokia patraukli ši idėja būtų mokslininkams, kurie yra pasirengę griebtis ginklo bet kuriuo atveju užsiminus apie aukštesnės sąmonės, sukūrusios Visatą, egzistavimo galimybę, atidžiai išnagrinėjus, ji neatlaiko kritikos. „Niekas“, apie kurį kalba Guthas, yra hipotetinis kvantinis mechaninis vakuumas, aprašytas dar neišplėtotos vieningos lauko teorijos, kuri suvienodintų kvantinės mechanikos ir bendrosios reliatyvumo teorijos lygtis. Kitaip tariant, šiuo metu šio vakuumo negalima apibūdinti net teoriškai.

Reikėtų pažymėti, kad fizikai apibūdino paprastesnį kvantinio mechaninio vakuumo tipą, kuris yra vadinamųjų „virtualių dalelių“, „beveik egzistuojančių“ atomų fragmentų, jūra. Kartkartėmis kai kurios iš šių subatominių dalelių iš vakuumo persikelia į materialios tikrovės pasaulį. Šis reiškinys vadinamas vakuumo svyravimais. Vakuuminiai svyravimai negali būti stebimi tiesiogiai, tačiau teorijos, teigiančios jų egzistavimą, buvo patvirtintos eksperimentiškai. Remiantis šiomis teorijomis, dalelės ir antidalelės iš vakuumo atsiranda be jokios priežasties ir išnyksta beveik iš karto, sunaikindamos viena kitą. Guthas ir jo kolegos iškėlė teoriją, kad kažkuriuo momentu iš vakuumo vietoj mažytės dalelės atsirado visa visata, o užuot iš karto išnykusi, ta visata kažkodėl gyvavo milijardus metų. Šio modelio autoriai singuliarumo problemą išsprendė postuluodami, kad būsena, kurioje Visata atsiranda iš vakuumo, šiek tiek skiriasi nuo singuliarumo būsenos.

Tačiau šis scenarijus turi du pagrindinius trūkumus. Pirma, galima tik stebėtis mokslininkų, kurie savo gana ribotą patirtį su subatominėmis dalelėmis išplėtė į visą Visatą, fantazijos drąsa. S. Hawkingas ir G. Ellisas išmintingai įspėja savo pernelyg entuziastingus kolegas: „Prielaida, kad fizikos dėsniai, atrasti ir ištirti laboratorijoje, galios ir kituose erdvės ir laiko kontinuumo taškuose, yra labai drąsi. ekstrapoliacija“. Antra, griežtai kalbant, kvantinis mechaninis vakuumas negali būti vadinamas „niekuo“. Kvantinio mechaninio vakuumo aprašymas, net ir pagal paprasčiausias esamas teorijas, užima daug puslapių labai abstrakčių matematinių skaičiavimų. Tokia sistema neabejotinai reprezentuoja „kažką“, ir iškart kyla tas pats atkaklus klausimas: „Kaip atsirado toks sudėtingai organizuotas „vakuumas“?

Grįžkime prie pradinės problemos, kuriai Guthas sukūrė infliacijos modelį: tikslaus pradinės Visatos būsenos parametrų nustatymo problemos. Be tokio parametravimo neįmanoma gauti stebimo materijos pasiskirstymo Visatoje. Kaip matėme, Gutui nepavyko išspręsti šios problemos. Be to, abejotina pati galimybė, kad bet kuri Didžiojo sprogimo teorijos versija, įskaitant Gutho versiją, gali numatyti stebimą materijos pasiskirstymą Visatoje.

Labai organizuota pradinė būsena Gutho modelyje, jo paties žodžiais, galiausiai virsta 10 centimetrų skersmens „visata“, pripildyta vienalyčių itin tankių, perkaitintų dujų. Jis plėsis ir atvės, bet nėra pagrindo manyti, kad jis kada nors taps kuo nors daugiau nei vienodu dujų debesiu. Tiesą sakant, visos didžiojo sprogimo teorijos lemia šį rezultatą. Jei Guthas turėjo griebtis daugybės gudrybių ir daryti abejotinų prielaidų, kad pagaliau gautų Visatą vienalyčių dujų debesies pavidalu, tuomet galima įsivaizduoti, koks turi būti teorijos matematinis aparatas, vedantis į Visatą. forma, kuria mes tai žinome!

Gera mokslinė teorija leidžia numatyti daugybę sudėtingų gamtos reiškinių remiantis paprasta teorine sistema. Tačiau Guto teorijoje (ir bet kurioje kitoje versijoje) yra priešingai: dėl sudėtingų matematinių skaičiavimų gauname besiplečiantį vienalyčių dujų burbulą. Nepaisant to, moksliniuose žurnaluose publikuojami entuziastingi straipsniai apie infliacijos teoriją, kuriuos lydi daugybė spalvingų iliustracijų, kurios skaitytojui turėtų sudaryti įspūdį, kad Guthas pagaliau pasiekė savo puoselėjamą tikslą – rado Visatos atsiradimo paaiškinimą. Sąžiningiau būtų tiesiog mokslo žurnaluose atsidaryti nuolatinę rubriką, kad joje būtų paskelbta šį mėnesį madinga Visatos atsiradimo teorija.

Sunku net įsivaizduoti, koks sudėtingas pradinės būsenos ir sąlygos, būtinos mūsų Visatai su visa jos struktūrų ir organizmų įvairove atsirasti. Mūsų Visatos atveju šio sudėtingumo laipsnis yra toks, kad vargu ar jį galima paaiškinti vien fiziniais dėsniais.

Kas nutiktų, jei tolimoje praeityje Visatos erdvė būtų netikro vakuumo būsenoje? Jei materijos tankis toje epochoje buvo mažesnis nei reikalinga Visatai subalansuoti, tuomet dominuotų atstumiančioji gravitacija. Tai paskatintų visatą plėstis, net jei ji iš pradžių nebūtų išsiplėtusi.

Kad mūsų idėjos būtų tikslesnės, manysime, kad Visata yra uždara. Tada jis prisipučia kaip balionas. Didėjant Visatos tūriui, medžiaga retėja, o jos tankis mažėja. Tačiau klaidingo vakuumo masės tankis yra fiksuota konstanta; jis visada išlieka toks pat. Taigi labai greitai medžiagos tankis tampa nereikšmingas, mums lieka vienalytė besiplečianti netikro vakuumo jūra.

Išsiplėtimą sukelia klaidingo vakuumo įtampa, viršijanti trauką, susijusią su jo masės tankiu. Kadangi nė vienas iš šių dydžių laikui bėgant nesikeičia, plėtimosi greitis išlieka tiksliai pastovus. Šis greitis apibūdinamas proporcija, kuria Visata plečiasi per laiko vienetą (tarkim, vieną sekundę). Ta prasme ši reikšmė labai panaši į infliacijos lygį ekonomikoje – procentinį kainų padidėjimą per metus. 1980 m., kai Guthas skaitė seminarą Harvarde, infliacijos lygis Jungtinėse Valstijose siekė 14%. Jei ši vertė išliktų nepakitusi, kainos padvigubėtų kas 5,3 metų. Taip pat pastovus Visatos plėtimosi greitis reiškia, kad yra fiksuotas laiko tarpas, per kurį visatos dydis padvigubėja.
Augimas, kuriam būdingas pastovus padvigubėjimo laikas, vadinamas eksponentiniu augimu. Žinoma, kad tai labai greitai sukelia milžiniškus skaičius. Jei šiandien picos gabalėlis kainuoja 1 USD, tai po 10 padvigubinimo ciklų (mūsų pavyzdyje 53 metai) jo kaina bus 10^(24)$ dolerių, o po 330 ciklų sieks 10^(100)$ dolerių. Šis didžiulis skaičius, po kurio yra 100 nulių, turi specialų pavadinimą - googol. Guthas kosmologijoje pasiūlė naudoti terminą infliacija eksponentiniam Visatos plėtimuisi apibūdinti.

Visatos, užpildytos klaidingu vakuumu, padvigubėjimo laikas yra neįtikėtinai trumpas. Ir kuo didesnė vakuumo energija, tuo ji trumpesnė. Elektrosilpno vakuumo atveju Visata išsiplės googolio kartus per trisdešimtąją mikrosekundės dalį, o esant Didžiajam Unified vakuumui, tai įvyks $10^(26)$ kartų greičiau. Per tokią trumpą sekundės dalį atomo dydžio regionas išsipučia iki daug didesnio dydžio nei visa šiandien stebima Visata.

Kadangi netikras vakuumas yra nestabilus, jis ilgainiui suyra ir jo energija uždega dalelių ugnį. Šis įvykis žymi infliacijos pabaigą ir normalios kosmologinės evoliucijos pradžią. Taigi, iš mažyčio pradinio embriono gauname karštą, besiplečiančią milžiniško dydžio Visatą. Ir kaip papildoma premija, šis scenarijus stebuklingai pašalina horizonto ir plokščios geometrijos problemas, būdingas Didžiojo sprogimo kosmologijai.

Horizonto problemos esmė ta, kad atstumai tarp kai kurių stebimos Visatos dalių yra tokie, kad jie, matyt, visada buvo didesni už šviesos nukeliautą atstumą nuo Didžiojo sprogimo. Daroma prielaida, kad jie niekada nebendravo vienas su kitu, ir tada sunku paaiškinti, kaip jie pasiekė beveik tikslią temperatūrų ir tankio vienodumą. Standartinėje Didžiojo sprogimo teorijoje šviesos nuvažiuojamas atstumas didėja proporcingai Visatos amžiui, o atstumas tarp regionų didėja lėčiau, nes kosminį plėtimąsi stabdo gravitacija. Regionai, kurie šiandien negali sąveikauti, galės daryti įtaką vienas kitam ateityje, kai šviesa pagaliau apims juos skiriantį atstumą. Tačiau anksčiau šviesos nuvažiuojamas atstumas tampa dar trumpesnis nei turėtų būti, taigi, jei šios sritys negali sąveikauti šiandien, jos tikrai negalėjo to padaryti anksčiau. Taigi problemos esmė slypi patrauklioje gravitacijos prigimtyje, dėl kurios plėtra palaipsniui lėtėja.

Tačiau visatoje, kurioje yra klaidingas vakuumas, gravitacija yra atstumianti ir, užuot lėtinusi plėtimąsi, ją pagreitina. Šiuo atveju situacija yra atvirkštinė: zonos, galinčios keistis šviesos signalais, ateityje neteks šios galimybės. Ir, dar svarbiau, tos sritys, kurios šiandien yra neprieinamos viena kitai, turėjo sąveikauti praeityje. Horizonto problema išnyksta!
Lygiai taip pat lengvai išsprendžiama plokščios erdvės problema. Pasirodo, Visata tolsta nuo savo kritinio tankio tik tada, kai jos plėtimasis sulėtėja. Pagreitėjusios infliacinės ekspansijos atveju yra atvirkščiai: Visata artėja prie kritinio tankio, vadinasi, tampa plokštesnė. Kadangi infliacija nepaprastai išplečia visatą, matome tik mažytę jos dalį. Šis stebimas regionas atrodo plokščias, panašus į mūsų Žemę, kuri taip pat atrodo plokščia žiūrint iš arti paviršiaus.

Taigi, trumpas infliacijos laikotarpis daro visatą didelę, karštą, vienalytę ir plokščią, sukurdama tokias pradines sąlygas, kokios reikia standartinei Didžiojo sprogimo kosmologijai.
Infliacijos teorija pradėjo užkariauti pasaulį. Kalbant apie patį Guthą, jo postdoko pareigos baigėsi. Jis priėmė pasiūlymą iš savo alma mater – Masačusetso technologijos instituto, kuriame ir toliau dirba iki šiol.

Ištrauka iš A. Vilenkin knygos „Daugelis pasaulių viename: kitų visatų paieška“

Teorija, kuri yra visos šiuolaikinės kosmologijos pagrindas, gali turėti gilių prieštaravimų. Visata be infliacijos stadijos? Galima peržiūrėti ankstyvosios Visatos (pažymėtos geltona spalva) greitos infliacijos koncepciją eroje po Didžiojo sprogimo.

Maždaug prieš 30 metų Alanas Guthas, dar būdamas daktaro laipsnio kandidatas, Stanfordo greitintuvo centre surengė seminarų ciklą, kuriame į kosmologijos leksiką įvedė žodį „infliacija“. Šis terminas reiškia spartaus eksponentinio Visatos plėtimosi erą, kuri vyko ankstyvosiose jos vystymosi stadijose, pirmomis akimirkomis po Didžiojo sprogimo. Vienas iš Gutho seminarų vyko Harvarde, kur jis padarė didelį įspūdį daugeliui astrofizikos, reliatyvumo teorijos ir dalelių fizikos specialistų, įskaitant šio straipsnio autorių, kuris tuomet buvo jaunas ir entuziastingas mokslo kandidatas. Šiuolaikinė infliacijos teorija yra viena iš aktyviausios kosmologų veiklos sričių ir įdomių atradimų bei teorijų šaltinis.

PAGRINDINIAI TAŠKAI

Kosmologinės infliacijos idėja yra taip giliai įsišaknijusi mokslininkų mintyse, kad ji laikoma įrodyta. Remiantis šia koncepcija, ankstyvoji Visata patyrė staigų eksponentinį plėtimąsi, o tai nulėmė mūsų šiuolaikinio pasaulio globalų homogeniškumą ir plokštumą.

Tačiau infliacijos teorijos įkūrėjai ir kai kurie kūrėjai mano, kad koncepcija gali būti klaidinga.

Kad prasidėtų infliacija, Visatoje turi būti mažai tikėtinų sąlygų. Be to, infliacija vyksta amžinai, sukuriant begalinį skirtingų pasaulių skaičių, o tai reiškia, kad ši teorija negali pateikti tikslių prognozių.

Infliacijos teorijos loginis pagrindas yra nustatyti Didžiojo sprogimo teorijos trūkumus. Pagrindinė Didžiojo sprogimo modelio idėja yra ta, kad mūsų Visata pamažu plečiasi (lėtėja) ir vėsta nuo pat gimimo momento, t.y. maždaug 13,7 milijardo metų. Šis plėtimosi ir aušinimo procesas gali paaiškinti daugelį dabartinės Visatos struktūros detalių, jei ji pradėjo savo evoliuciją griežtai apibrėžtomis sąlygomis. Vienas iš svarbiausių iš jų yra tai, kad mūsų Visata turėjo būti beveik visiškai vienalytė – išskyrus labai mažus masės ir energijos nehomogeniškumus. Be to. Visata turėjo būti geometriškai plokščia (trimatė euklido – vertėjo pastaba), o tai reiškia, kad šviesos spindulių ir judančių objektų takų nelenkė erdvėlaikio audinys.

Bet kodėl ankstyvoji Visata buvo tokia vienoda ir plokščia? Tokios ypatingos pradinės sąlygos atrodo labai mažai tikėtinos. Šios problemos samprotavimas sukėlė Gutho koncepciją. Net jei Visata pačioje savo egzistavimo pradžioje turėjo didelius masių ir energijų nehomogeniškumus, vėliau staigus eksponentinis plėtimasis galėtų juos išlyginti. Pasibaigus infliacijos laikotarpiui, Visata galėtų toliau plėstis pagal inerciją, visiškai sutikdama su Didžiojo sprogimo teorija ir jau turėdama būtinas sąlygas žvaigždžių ir galaktikų susidarymui, kad galėtų vystytis, sukeldama mūsų būseną. stebėti šiandien.

Siūloma idėja buvo tokia paprasta ir viliojanti, kad viso pasaulio mokslininkai suvokė ją kaip praktiškai jau įrodytą. Tačiau per beveik 30 savo vystymosi metų infliacijos teorija pasikeitė. Kartu su jos šalininkais pasirodė ir jos priešininkai. Dauguma infliacijos teoriją laiko atspirties tašku savo tyrimams, nesirūpindami esminiu šios teorijos pagrindimu ir tikėdamiesi, kad jos akivaizdūs prieštaravimai greitai išsispręs. Tačiau infliacijos teorijos problemos ir toliau atkakliai priešinasi visoms mokslo bendruomenės pastangoms.

Šio straipsnio autorius, prisidėjęs tiek prie infliacijos teorijos, tiek su ja konkuruojančių teorijų kūrimo, sieks kiek objektyviai įvertinti infliacijos teorijos būklę šiandien, pateikdamas argumentus už ir prieš.

Gindamas kosmologinės infliacijos teoriją

Kosmologinės infliacijos teorija yra taip gerai žinoma, kad prasminga pasilikti tik ties kai kuriomis jos ypatybėmis ir svarbiomis detalėmis. Infliaciją generuoja ypatinga infliacinė energija, kuri kartu su gravitacinėmis jėgomis privertė ankstyvąją Visatą per labai trumpą laiką sparčiai išsiplėsti. Itin didelis infliacinės energijos tankis turi neįprastą savybę – plėtimosi metu ji praktiškai nekinta. Įspūdingiausia jo savybė yra ta, kad infliacinės energijos gravitacinis laukas turi ne trauką, o atstūmimą, o tai lemia tokį greitą mūsų pasaulio plėtimąsi.

Galima pasiūlyti daug tokios infliacinės energijos šaltinių. Pagrindinė versija yra tam tikro skaliarinio lauko buvimas, infliacijos atveju vadinamas „infliacija“. Skaliariniai laukai yra plačiai žinomi dalelių fizikoje: pavyzdžiui, garsusis Higgso bozonas, kurį jie bando gauti CERN didžiajame hadronų greitintuve, yra vieno iš teorijos numatytų skaliarinių laukų nešėjas.

KLASIKINIS INFLIACIJOS TEORIJOS APRAŠYMAS: NAUJIAUSIAS AUGIMO Spurtas

Kaip ir visi laukai, infliacijos laukas turi tam tikrą intensyvumą kiekviename erdvės laiko taške. Ši įtampa lemia, kaip infliacija sąveikauja su kitais laukais. Infliacijos plėtimosi fazės metu infliacijos lauko stiprumas yra beveik pastovus. Priklausomai nuo šio lauko stiprumo, jis turi tam tikrą potencialios energijos kiekį. Lauko stiprumo ir energijos santykį galima iliustruoti grafiku, kuris infliaciniam laukui yra kreivė: iš pradžių beveik horizontali (plokštuma), paskui pasilenkianti ir vėl kylanti. Jei pradinis lauko stiprumas įgauna vertę, priklausančią plynaukštei, tada judant išilgai kreivės lauko stiprumas ir energija sumažės. Lauko raidos lygtys yra tokios pat kaip ir rutulio, riedančio šlaitu į skylę, judėjimo lygtys; nuolydžio profilis – potencialios energijos kreivė.

Infliacijos lauko potenciali energija yra galima pagreitėjusio mūsų Visatos plėtimosi priežastis. Tokio plėtimosi procese medžiagos pasiskirstymo Visatoje nehomogeniškumas išsilygina, ji tampa plokščia. Laiką, lygų $10^(-33)$, laukas išlaiko pastovią vertę, o Visata sugeba „išpūsti“ $10^(25)$ kartų visomis kryptimis. Infliacijos plėtimosi stadija baigiasi, kai infliacijos lauko dydis pereina iš horizontalios kreivės dalies į pasvirusiąją. Laukui „riedant“, jo energija mažėja. Apatiniame tokio nusileidimo taške visa potenciali infliacinio lauko energija virsta mums pažįstamomis energijos formomis: tamsiąja medžiaga, įprasta medžiaga, turinti didelę kinetinę energiją ir spinduliuotę, užpildanti šiuolaikinę Visatą, kuri patenka į išsiplėtimas dėl inercijos. Šiame etape susidaro didelio masto struktūra.

NE LABAI GERAI

Infliacija išlygina pradinius nelygumus, bet ne visiškai. Dėl kvantinių efektų išsaugomi nedideli nehomogeniškumas. Pagal kvantinės fizikos dėsnius, infliacijos laukas negali būti vienodo intensyvumo visur erdvėje, yra atsitiktinių šio lauko svyravimų. Jų buvimas lemia tai, kad infliacijos plėtimosi etapas nesibaigia skirtingose ​​Visatos dalyse tuo pačiu metu, o skirtingų Visatos regionų temperatūra taip pat šiek tiek skiriasi. Šie nehomogeniškumas tarnavo kaip žvaigždžių ir galaktikų formavimosi sėklos – absoliučiai vienalytėje Visatoje negalėjo susidaryti jokios struktūros. Infliacijos teorijos prognozė yra ta, kad tokie netolygumai pasižymi masto nekintamumu. Kitaip tariant, jie nepriklauso nuo plotų, kuriuose jie yra suformuoti, dydžio, jie yra vienodi visais masteliais.

Infliacijos sąvoką galima trumpai suformuluoti trimis pagrindiniais punktais. Pirma, infliacija yra neišvengiama. Nuo Gutho laikų daugybė teorinės fizikos tyrimų tik sustiprino mokslininkų mintį apie skaliarinių laukų egzistavimą ankstyvojoje Visatoje, kurie buvo „atsakingi“ už infliacijos plėtrą. Daugybė tokių laukų atsiranda visose fizinės sąveikos suvienodinimo teorijos versijose, pavyzdžiui, superstygų teorijose. Manoma, kad chaotiškoje ankstyvojoje Visatoje bent vienas iš šių laukų turėtų turėti sąlygas, būtinas infliacijai.

TAIP TURI BŪTI

Antra, infliacijos hipotezė gali paaiškinti pastebėtą šiuolaikinės Visatos homogeniškumą ir plokštumą. Niekas tiksliai nežino, kokius geometrinius parametrus ir kokio homogeniškumo laipsnį Visata turėjo iškart po Didžiojo sprogimo. Dėl infliacijos šie klausimai tapo nereikšmingi, nes kad ir kokios būtų pradinės sąlygos, infliacijos plėtra gali jas išlyginti taip, kad atitiktų stebėjimus. Trečias ir stipriausias argumentas – infliacijos hipotezė gerai numato stebėjimus. Pavyzdžiui, daugybė kosminio mikrobangų fono (KMB) stebėjimų ir duomenų apie galaktikų pasiskirstymą patvirtina, kad ankstyvosios Visatos energijos erdviniai svyravimai buvo praktiškai nekintami.

Prieš kosmologinės infliacijos teoriją

Pirmieji signalai, kad su infliacijos teorija ne viskas gerai, yra nedideli skirtumai tarp šios teorijos prognozių ir faktinių stebėjimo duomenų. Skirtumų egzistavimas pakerta patį loginį visos teorijos pagrindą. Ar teorija tikrai puikiai atitinka stebėjimo duomenis, kaip buvo teigiama devintajame dešimtmetyje? praėjusį šimtmetį? Ar anų metų infliacijos teorijos prognozes galima vertinti kaip šiuolaikinės infliacijos teorijos prognozes? Atsakymas į abu šiuos klausimus yra: ne.

Pateiksime tokių atsakymų motyvus. Apsvarstykite teiginį, kad infliacijos etapas Visatoje yra neišvengiamas. Jei taip iš tiesų yra, tada kyla logiška mintis: juk „blogos infliacijos“ suvokimas yra labiau tikėtinas nei „geros infliacijos“. Pirmuoju terminu suprasime tokį pagreitinto ankstyvosios Visatos plėtimosi laikotarpį, kurio pasekmės šiuolaikinėje Visatoje aiškiai prieštarauja stebėjimų duomenims. Pavyzdžiui, per dideli temperatūros svyravimai yra nepriimtini. Kad teorija gerai sutaptų su stebėjimo duomenimis, skirtumai, pavyzdžiui, tarp „gerų“ ir „blogų“ teorinių verčių tikslioje stebėjimo potencialios energijos kreivėje turi būti labai maži. Teorinės vertės yra valdomos dideliu modelio parametrų rinkiniu. Įprastame infliacijos modelyje šis skirtumas turėtų būti apie 10 ^ (-15) – nulis su 15 skaitmenų po kablelio. Blogiau tinkantis infliacijos modelis, nulis su 12, 10 ar aštuonių skaitmenų po kablelio, jau gali būti „bloga infliacija“, kai pagreičio greitis yra toks pat (arba didesnis), bet temperatūros pokyčiai yra didesni, nei pastebėta.

Galime nekreipti dėmesio į problemas, susijusias su „blogos infliacijos“ modeliais, nes jie aiškiai nesuderinami, pavyzdžiui, su gyvybės atsiradimu Visatoje. Kitaip tariant, net jei kur nors gali įvykti dideli temperatūros pokyčiai, mes vis tiek niekada negalėsime jų stebėti. Apeliaciją į tokius samprotavimus sukuria vadinamasis antropinis principas. Tačiau šiuo atveju tokie argumentai netaikytini. Dideli temperatūrų skirtumai gali paveikti daugiau žvaigždžių ir galaktikų, o Visata gali būti apgyvendinta daugiau nei stebima. Netiesioginės pasekmės byloja, kad didelių temperatūrų skirtumų Visatoje visgi nebuvo.

Ne tik „bloga infliacija“ labiau tikėtina nei „gera infliacija“, bet ir pasaulis be infliacijos yra labiau tikėtinas nei pasaulis su bet kokia infliacija. Šią idėją pirmą kartą išreiškė Rogeris Penrose'as devintajame dešimtmetyje. praėjusį šimtmetį. Mokslininkas pritaikė termodinaminius principus, panašius į tuos, kurie skirti aprašyti dujų atomų ir molekulių konfigūracijas, apskaičiuodamas visas galimas pradines infliacinio lauko ir gravitacinių laukų konfigūracijas. Kai kurie iš šių pradinių duomenų lemia infliacinį išsiplėtimą, kai susidaro beveik vienodas medžiagos pasiskirstymas plokščiame erdvės laike. Kitos pradinės sąlygos lemia vienalytę ir plokščią visatą – be infliacijos plėtimosi. Be to, abu tokių pradinių sąlygų rinkiniai yra maži – kitaip tariant, tikimybė gauti plokščią, vienalytę visatą bet kokiu atveju yra maža. Be to, gauti plokščią visatą be infliacijos yra daug labiau tikėtina, nei gauti plokščią visatą per infliacinę plėtrą.

Amžinos infliacijos rizika

Kitas ankstyvosios Visatos tyrimo metodas, kuris veda prie panašių rezultatų, yra pagrįstas Visatos istorijos ekstrapoliavimu iš dabartinės būsenos atgal laiku, naudojant žinomus fizinius dėsnius. Šio metodo rezultatai gali skirtis, t.y. ekstrapoliacija nėra vienintelė: pradinėmis sąlygomis imant šiuolaikinę Visatą, vidutiniškai plokščią ir vienalytę, galime gauti skirtingas praeities įvykių grandines. Remiantis modeliavimu, kurį 2008 m. atliko Gary Gibbons iš Kembridžo ir Neilas Turokas iš Teorinės fizikos instituto Ontarijo valstijoje, didžioji dauguma įvykių sekų, ekstrapoliuotų į praeitį, neturi infliacijos stadijos, o tai atitinka Penrose'o išvadas. Viena vertus, abu galimos mūsų Visatos raidos be infliacijos scenarijai tarsi prieštarauja intuicijai, nes plokščia ir išlyginta Visata mažai tikėtina, o infliacija yra būtent tas mechanizmas, kuris būtinas tokiai būsenai įgyvendinti. Kita vertus, šiems infliacijos pranašumams labai kenkia jos pačios mažai tikėtinos pradinės sąlygos. Taigi, jei kiek įmanoma atsižvelgsime į visus mums prieinamus veiksnius, paaiškės, kad Visata į dabartinę būseną greičiausiai atėjo be infliacijos stadijos.

Daugelis fizikų ir kosmologų mano, kad šie argumentai yra nepagrįsti. Tikri stebėjimai ir eksperimentai visada yra galingesni už bet kokius teorinius samprotavimus, o devintajame dešimtmetyje suformuluota infliacijos teorijos versija atitinka šių dienų kosmologinius stebėjimus. Tačiau pirmosios infliacijos teorijos versijos iš esmės buvo netobulos, mokslininkams iš esmės teikdamos tik kokybinį Visatos plėtimosi vaizdą, o iki šios dienos infliacijos modeliai buvo keletą kartų peržiūrimi. Kuris modelis galiausiai geriausiai atitinka stebėjimo duomenis?

Pasaulėžiūros pasikeitimas įvyko po to, kai Andrejus Linde į kosmologiją įvedė „amžinosios infliacijos“ sąvoką – kai ji prasideda, ji niekada nesibaigs. Ši koncepcija pagrįsta kvantinės fizikos dėsnių ir pagreitinto Visatos plėtimosi dėsnių deriniu. Kai infliacija baigiasi, kvantiniai svyravimai šiek tiek atsilieka. Jei kuriame nors erdvės regione tokie svyravimai yra pakankamai maži, tai infliacija šiame regione baigiasi. Tačiau, kadangi svyravimai yra atsitiktiniai, bus sričių, kuriose svyravimai bus pakankamai dideli, kad infliacijos etapo pabaigoje būtų labai vėluojama. Pastarosios sritys yra itin retos, todėl skaitytojui gali kilti klausimas, ar nereikėtų jų apskritai ignoruoti. Atsakymas yra ne, nes šios sritys plečiasi infliaciškai, toliau sparčiai auga ir akimirksniu sustabdo tų sričių, kuriose infliacija jau pasibaigė, plėtrą. Rezultatas – milžiniška infliacijos besiplečiančio pasaulio erdvė, kurioje plūduriuoja mažytės salelės, pripildytos karštos medžiagos ir radiacijos. Be to, dėl infliacijos augančių sričių atsiranda infliacinės augančios zonos, kurių kiekviena reprezentuoja savo pasaulį, uždarą visatą. Jei jūsų dar nesupainiojo šis paveikslėlis, nesijaudinkite, jis pablogės.

Materijos salos nėra vienodos. Remiantis kvantinės teorijos dėsniais, kai kurie iš jų yra labai nevienalyčiai, o kiti, priešingai, yra per lygūs. Heterogeniškumas panašus į aukščiau paminėtą „blogos infliacijos“ scenarijų, tačiau tokių nevienalytiškumo atsiradimo priežastys yra skirtingos. „Bloga infliacija“ atsiranda dėl to, kad parametrai, valdantys potencialios energijos kreivės formą, yra per dideli. Dabar heterogeniškumas gali atsirasti dėl amžinos infliacijos ir atsitiktinių kvantinių svyravimų, neatsižvelgiant į modelį apibūdinančių parametrų vertes.

Norint gauti tikslesnius kiekybinius įverčius, žodis „kai kurie“ turėtų būti pakeistas „begalinis skaičius“. Pasaulyje su amžina infliacija begalinis skaičius salų turės tas savybes, kurias mes stebime, bet begalinis skaičius jų neturės. Šią idėją gerai suformulavo infliacijos teorijos kūrėjas Alanas Guthas: „Pasaulyje su amžina infliacija nutinka viskas, kas gali nutikti, ir nutinka be galo daug kartų“.

Ar mūsų Visata yra taisyklė ar išimtis? Daugelyje salų, kurių kiekviena yra atskira visata, sunku atsakyti į šį klausimą. Įsivaizduokite, kad turite dėžutę, kurioje yra balti ir juodi rutuliukai, ir išimate juos po vieną. Jei žinote, kiek iš pradžių buvo baltų ir kiek juodų rutulių, visada galite tiksliai pasakyti, kurį iš jų nupiešite labiau. Tačiau jei jų yra be galo daug, tuomet situacija kardinaliai pasikeičia. Taigi, išėmę rutuliukus, galite juos surūšiuoti taip, kad viena juoda atitiktų vieną baltą, tada jums atrodys, kad dėžutėje abiejų yra vienodas skaičius. Bet jūs galite juos surūšiuoti taip, kad viename juodame rutulyje būtų dešimt baltų rutuliukų – tada jūsų intuicija pasakys, kad baltų rutulių yra daugiau. Aibių teorija pateikia atsakymą, kad lyginant dvi begalybes, abi prielaidos yra klaidingos. Taigi neįmanoma pasakyti, kuris kamuoliukas greičiausiai pasirodys. Dėl šios priežasties neįmanoma atspėti, kuri visata būtų pati tikriausia, „tipiškiausia“. Dabar pats laikas jus tikrai suklaidinti. Ką reiškia sakyti, kad infliacijos teorija pateikia tikslias prognozes – pavyzdžiui, kad mūsų Visata yra vienalytė arba kad ji turi masto nekintamus svyravimus – nes viskas, kas turėtų įvykti, vis tiek kada nors įvyks ir įvyks begalę kartų? Ir jei teorija nepateikia patikrinamų prognozių, kaip kosmologai gali teigti, kad teorija sutinka su stebėjimais, kuriuos jie nuosekliai darė iki šiol?

Mūsų klaidų matas

Teoretikai įtaria tokias problemas, tačiau nepaisant jau ketvirtį amžiaus trukusio aktyvaus darbo nuo infliacijos teorijos atsiradimo, mokslininkai neprarado vilties išspręsti visas problemas ir išsaugoti šią vaisingą koncepciją.

Siūlomos teorijos, alternatyvios amžinajai infliacijai – pavyzdžiui, visiškai atimti iš visatos evoliucijos bet kokias begalybes. Tačiau begalybė yra natūrali infliacijos ir kvantinės fizikos pasekmė. Kad būtų išvengta begalybių, Visatos modelis turi būti labai jautrus pradinėms ypatingoms sąlygoms, o infliaciją generuojantis laukas turi turėti specialią būsenos lygtį. Infliacija turi vykti taip, kad ji baigtųsi visur erdvėje, kol kvantiniai svyravimai nespėtų ją tęsti. Tačiau tokie reikalavimai pažeidžia pačią infliacijos sampratą, kuri yra silpnai jautri sąlygoms, kurios buvo iki jos pradžios.

BEGALYBĖS DUGNĖ

Kita alternatyvi strategija reiškia, kad medžiagos ir radiacijos salos, panašios į mūsų Visatą, veikia kaip tinkamiausias infliacijos rezultatas. Šio modelio gynėjai įveda vadinamąjį matą – specialią taisyklę, pagal kurią kiekvienas pasaulis turi tikimybinį svorį, nulemiantį, kuris iš jų yra geresnis. Analogija su juodais ir baltais rutuliais yra ta, kad, pavyzdžiui, turime paimti penkis juodus rutulius kiekvienam trims baltiems rutuliukams. Mato sąvoka yra nepagrįsta prielaida, kad pati infliacija nieko nepaaiškina ir nenumato.

Dar blogiau, teoriškai lygiavertės priemonės leidžia daryti skirtingas išvadas. Pavyzdžiui, tūrio matas, pagal kurį salų visatos turėtų turėti tikimybinį svorį pagal jų dydį. Iš pirmo žvilgsnio šis parametras yra pagrįstas. Intuityvi infliacijos idėja yra ta, kad infliacinė plėtra paaiškina pastebėtą homogeniškumą ir plokštumą sukuriant ypač didelius erdvės tūrius. Deja, tokio tūrio mato įvedimas yra klaidingas. Iš tiesų, įsivaizduokite dviejų tipų regionus: salų visatas, tokias kaip mūsų, ir kitas salas, kurios susiformavo vėliau, padidėjus infliacijai. Remiantis eksponentinio augimo tempu, vėlesni plotai užims žymiai didesnes apimtis. Taigi pirmenybė teikiama jaunesnėms visatoms nei mūsų. Pagal tūrio matą mūsų Visatos gimimas pasirodo labai mažai tikėtinas.

Matų naudojimo entuziastai nepasiduoda: prieš naudodami sugalvotas priemones jas išbando, kad dėl to mūsų Visatos susidarymo tikimybė taptų priimtinai didelė. Net jei vieną dieną pavyks pasiekti. Tačiau tuomet turėsite įvesti kitą principą, kad patikrintumėte, kodėl ši priemonė yra geresnė už visas kitas, tada kitą principą pasirinkti tokį principą ir pan.

Alternatyvus būdas yra remtis antropiniu principu. Renkantis matą, daroma prielaida, kad mūsų Visata yra tipiška sala infliacinėje jūroje. Antropinis principas, atvirkščiai, tiki, kad gyvename labai netipiškame pasaulyje, kuriame gyvybės egzistavimo sąlygos yra minimalios. Antropinio principo prasmė ta, kad sąlygos visose tipinėse salų visatose yra nesuderinamos su galaktikų, žvaigždžių ar kitų gyvybės atsiradimui būtinų struktūrų susidarymu. Net jei tipinės salų visatos užima daug didesnius tūrius nei tokie pasauliai kaip mūsų, į jas reikėtų nekreipti dėmesio, nes mus domina tik tos sritys, kuriose žmogus gali gyventi. Deja, pagal šią idėją mūsų Visatoje sąlygos žmonėms gyventi turėtų būti bent minimaliai palankios, tačiau taip nėra: mūsų Visata yra plokštesnė, lygesnė ir mastelio nekintanti, nei reikia gyvybei. Tipiškesnės salos, pavyzdžiui, jaunesnės už mūsų pasaulį, yra beveik vienodai tinkamos gyventi ir kur kas daugiau.

Tegul moka tie, kurie dvejoja

Atsižvelgiant į siūlomus argumentus, mintis, kad kosmologijos stebėjimo duomenys tikrina pagrindines infliacijos teorijos prognozes, yra klaidinga. Galime pasakyti tik tiek, kad šiuolaikiniai stebėjimų įrodymai patvirtina paprasčiausio infliacijos modelio, pasiūlyto 1983 m., prognozes, tačiau ši teorija nėra tas pats, kas šiuolaikinė infliacinė kosmologija. Paprasčiausia teorija teigia, kad infliacija, pagrįsta tik klasikine fizika, numato Visatos evoliuciją. Tačiau teisingas vaizdas yra toks, kad infliacija susidaro pagal kvantinės fizikos dėsnius ir viskas, kas gali atsitikti, vyksta. Bet jei infliacijos teorija negali tiksliai prognozuoti, kokia jos prasmė?

Bėda ta, kad infliacijos pabaigos atidėjimo režimas ne tik nėra „nepelningas“, bet, priešingai, netgi pageidautinas. Srityse, kuriose infliacijos etapo pabaiga atidėta, ir toliau spartėja eksponentinė plėtra. Idealioje situacijoje bet kuri tokia sritis lėtai plėsis arba net susitrauks. Likusią erdvės dalį sudarytų regionai, kuriuose infliacija baigėsi, todėl mūsų stebima Visata būtų viena iš jų.

Kaip alternatyvą infliacinei kosmologijai straipsnio autorius ir jo kolegos pasiūlė teoriją, vadinamą cikliškumu. Remiantis šia teorija, Didysis sprogimas yra ne erdvės ir laiko pradžia (žr.: Veneziano G. Laiko pradžios mitas, VMN, Nr. 8, 2004), o tik ankstesnės suspaudimo fazės „atsimušimas“. pereinant į naują plėtimosi fazę, kurią lydi gimdymo medžiagos ir radiacija. Teorija yra cikliška, nes po milijardų metų Visata vėl susitrauks ir atsiras naujas atšokimas. Pagrindinė šios teorijos idėja yra ta, kad išlyginimas įvyko prieš Didįjį sprogimą, ankstesnio etapo suspaudimo eros metu. Visi atsiliekantys regionai ir toliau traukiasi, o kiti regionai jau atsigauna ir pradeda plėstis – taigi, pirmieji regionai yra santykinai maži ir gali būti nepaisomi.

Suspaudimo išlyginimas turi stebėjimo reikšmę. Per bet kurią sklandžią fazę, nesvarbu, infliacinę ar ciklinę, kvantiniai svyravimai sukuria nedidelius, atsitiktinai sklindančius erdvės laiko iškraipymus, žinomus kaip kosmologinės gravitacinės bangos, kurios gali palikti pėdsakus foninės mikrobangų foninės spinduliuotės anizotropijoje. Šių bangų amplitudė yra proporcinga energijos tankiui. Infliacija gali prasidėti, kai Visata buvo didžiausias tankis, o lygiavertis procesas ciklinėje Visatoje gali vykti tada, kai Visata buvo praktiškai tuščia – taigi, numatomi abiejų teorijų stebėjimo parašai turėtų gerokai skirtis. Žinoma, ciklinė teorija yra gana nauja ir gali turėti daug savo problemų, tačiau ji parodo, kad iš esmės yra alternatyvų, kurios neturi amžinos infliacijos problemų.

Taigi, buvo pateikti argumentai už ir prieš infliacijos teoriją. Kai kurie mokslininkai mano, kad argumentai prieš jį griauna jo pagrindus ir kad jį reikia radikaliai peržiūrėti. Kiti mano, kad reikia tik patobulinti pirminę infliacijos teoriją.

Galutinį sprendimą dėl infliacijos teorijos likimo lems stebėjimų rezultatai. Per artimiausius kelerius metus bus paviešinti duomenys apie gravitacines bangas, gauti iš kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės anizotropijos tyrimų: gravitacinių bangų aptikimas galėtų paremti infliacijos teoriją. Daugelis tyrinėtojų kreipiasi į alternatyvias koncepcijas, tokias kaip ciklinė teorija, kuri numato nepastebimai mažą gravitacinių bangų signalą. Ateitis parodys, kuri teorija yra teisinga ir koks likimas laukia mūsų Visatos.

Paulas Steinhardtas - Prinstono teorinių mokslų centro direktorius, Nacionalinės mokslų akademijos narys, nugalėtojas. P. Diracui (2002) už indėlį plėtojant kosmologinės infliacijos teoriją.

PAPILDOMAS SKAITYMAS

1. Infliacinė Visata. Alanas
   Guth. Pagrindinės knygos, 1998 m.
2. Kvantinė kosmologija, infliacija ir antropinis principas. Andrei Lindc knygoje Mokslas ir galutinė tikrovė: kvantinė teorija, kosmologija ir sudėtingumas. Redagavo John D. Barrow, Paul C.W. Daviesas ir Charlesas L. Harperis, jaunesnysis. Cambridge University Press, 2004 m.
3. Begalinė visata: už Didžiojo sprogimo. Paulas J. Steinhardtas ir Neilas Turokas. Dvidienis, 2007 m.
4. Mato problema kosmologijoje. G.W. Gibbons ir Neil Tbrok Physical Review D, Vol. 77, Nr. 6, popieriaus Nr. 063516; 2008 m. kovo mėn.
5. Visatos gimimas // VMN, 2005, Nr.7.

• Vertimas

Tai nebėra spekuliacinė teorija, nes keturios iš jų pasitvirtino.

Mokslinės idėjos turėtų būti paprastos, aiškinamosios ir nuspėjamos. Ir, kiek šiandien žinome, infliacinė multivisata tokių savybių neturi.
- Paulas Steinhartas, 2014 m

Tačiau ši karšta ir tanki būsena kelia daug klausimų, įskaitant:

Kodėl labai nutolę, skirtingi erdvės regionai, kurie nuo laikų pradžios negalėjo keistis informacija, užpildyti vienodo tankio materija ir tos pačios temperatūros spinduliuote?

Kodėl Visata, kuri subyrėtų, jei joje būtų daugiau materijos, arba išsiplėstų į nebūtį, jei būtų mažiau materijos, yra tokia tobulai subalansuota?

Ir kur, jei Visata anksčiau buvo labai karšta ir tanki, yra visos šios didelės energijos reliktų dalelės (pvz., Magnetiniai monopoliai), kurias teoriškai šiandien turėtų būti lengva aptikti?

Atsakymai į klausimus buvo rasti 1979 metų pabaigoje, 1980 metų pradžioje, kai Alanas Guthas iškėlė kosminės infliacijos teoriją.

Pripažinęs, kad prieš Didįjį sprogimą buvo būsena, kai Visata nebuvo užpildyta materija ir spinduliuote, o tik dideliu kiekiu energijos, būdingos pačiam kosmoso audiniui, Guthas sugebėjo išspręsti visas šias problemas. Be to, 1980 m. įvyko kiti pokyčiai, kurie leido rasti naujų klasių modelių, padedančių infliacijos modeliams atkurti šiandieninę Visatą:

Pripildyta materijos ir spinduliuotės,
izotropinis (vienodas visomis kryptimis),
vienalytis (vienodas visuose taškuose),
pradinėje būsenoje karštas, tankus ir besiplečiantis.

Tokius modelius sukūrė Andrey Linde, Paul Steinhart, Andy Albrecht, o papildomas detales sukūrė Henry Tye, Bruce'as Allenas, Aleksejus Starobinskis, Michaelas Turneris, Davidas Schrammas, Rocky Kolbas ir kiti.

Mes atradome kai ką nepaprasto: dvi bendros modelių klasės suteikė mums viską, ko reikėjo. Atsirado nauja infliacija, su plokščiu potencialu viršuje, nuo kurios infliacijos laukas galėjo „lėtai riedėti“ į apačią, ir buvo chaotiška infliacija su U formos potencialu, nuo kurios taip pat galėjo lėtai riedėti žemyn. .

Abiem atvejais erdvė eksponentiškai plėtėsi, išsitiesė, jos savybės visur buvo vienodos, o pasibaigus infliacijai grįžai į Visatą, labai panašią į mūsų. Be to, gavote penkias papildomas prognozes, kurioms tuo metu nebuvo jokių stebėjimų.

1) Plokščia visata. Devintojo dešimtmečio pradžioje baigėme galaktikų, galaktikų spiečių tyrimus ir pradėjome suprasti plataus masto Visatos struktūrą. Remdamiesi tuo, ką matėme, galėjome išmatuoti du rodiklius:

Kritinis Visatos tankis, tai yra materijos tankis, būtinas idealiai Visatos pusiausvyrai tarp atkryčio ir amžinojo plėtimosi.
Tikrasis materijos tankis Visatoje – ne tik šviečianti medžiaga, dujos, dulkės ir plazma, bet ir visi šaltiniai, įskaitant tamsiąją materiją, kuri turi gravitacinį poveikį.

Mes nustatėme, kad antrasis buvo nuo 10% iki 35% pirmojo, atsižvelgiant į duomenų šaltinį. Kitaip tariant, Visatoje buvo daug mažiau nei kritinis medžiagos kiekis – tai reiškia, kad Visata yra atvira.

Tačiau infliacija numatė plokščią visatą. Ji paima bet kokios formos Visatą ir ištempia ją iki plokščios būsenos arba bent iki būsenos, kurios negalima atskirti nuo plokščios. Daugelis žmonių bandė sukurti infliacijos modelius, kurie sukurtų neigiamą kreivumą (atvirą) visatą, tačiau jiems nepasisekė.

Atsiradus tamsiajai energijai, dėl supernovos stebėjimo 1998 m., o po to WMAP duomenims, pirmą kartą paskelbtiems 2003 m. (ir Bumerango duomenims, paskelbtiems šiek tiek anksčiau), padarėme išvadą, kad Visata iš tikrųjų yra plokščia. mažo medžiagos tankio priežastis buvo šios naujos, netikėtos energijos formos buvimas.

2) Visata, kurios svyravimai yra didesni už šviesą, gali įveikti. Infliacija – sukeldama visatos erdvės eksponentinį išsiplėtimą – išpučia tai, kas vyksta labai mažu masteliu, iki labai didelių. Šiandieninei Visatai būdingas neapibrėžtumas kvantiniame lygmenyje, nedideli energijos svyravimai, atsirandantys dėl Heisenbergo neapibrėžtumo principo.

Tačiau infliacijos metu šie nedideli energijos svyravimai turėjo būti ištempti visoje Visatoje iki milžiniškų makroskopinių mastelių, besitęsiančių per visą jos plotį! (Ir apskritai, ir dar toliau, nes negalime stebėti nieko, kas yra už stebimos Visatos ribų).

Tačiau pažvelgę ​​į kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės svyravimus didžiausiu mastu, kurį COBE projektas tam tikru mastu sugebėjo padaryti 1992 m., mes nustatėme šiuos svyravimus. Patobulinę WMAP rezultatus galėjome išmatuoti jų dydį ir įsitikinti, kad jie atitinka infliacijos prognozes.

3) Visata su adiabatiniais svyravimais, tai yra su ta pačia entropija visur. Svyravimai gali būti skirtingi: adiabatinis, pastovus kreivumas arba abiejų tipų mišinys. Infliacija numatė 100% adiabatinius svyravimus, o tai reiškė, kad yra gerai apibrėžtų CMB parametrų, kuriuos galima išmatuoti WMAP, ir didelio masto struktūras, išmatuotas 2dF ir SDSS projektuose. Jei CMB ir didelio masto svyravimai yra susieti, jie yra adiabatiniai, bet jei ne, jie gali būti nuolatinio kreivumo. Jei Visatoje būtų buvę kitokie svyravimai, nebūtume apie tai žinoję iki 2000 metų!

Tačiau šis teiginys buvo toks savaime suprantamas kaip visos likusios infliacijos teorijos sėkmės, kad jos patvirtinimas liko beveik nepastebėtas. Tai buvo tiesiog patvirtinimas to, ką mes jau „žinome“, nors iš tikrųjų jis buvo toks pat revoliucingas kaip ir visi kiti.

4) Visata, kurios svyravimų spektras buvo šiek tiek mažesnis nei mastelio invarianto (n s< 1). Это серьёзное предсказание! Конечно, инфляция, в общем, предсказывает, что флуктуации должны быть масштабно-инвариантными. Но есть подвох, или уточнение: форма инфляционных потенциалов влияет на то, как спектр флуктуаций отличается от идеальной масштабной инвариантности.

Devintajame dešimtmetyje atrasti darbo modeliai numatė, kad svyravimų spektras (skaliarinis spektrinis indeksas, n s) turėtų būti šiek tiek mažesnis nei 1, kažkur tarp 0,92 ir 0,98, priklausomai nuo naudojamo modelio.

Kai gavome stebėjimo duomenis, nustatėme, kad išmatuotas dydis ns buvo apie 0,97, o neapibrėžtis (pagal BAO projekto CMB matavimus) yra 0,012. Pirmą kartą jie buvo pastebėti WMAP, ir šis pastebėjimas ne tik pasitvirtino, bet laikui bėgant jį sustiprino ir kiti. Tai iš tikrųjų yra mažiau nei vienas, ir tik infliacija padarė tokią prognozę.

5) Ir, galiausiai, Visata su tam tikru gravitacinių bangų svyravimų spektru. Tai paskutinė prognozė, vienintelė didelė, kuri dar nepasitvirtino. Vieni modeliai – pavyzdžiui, Linde chaotiškos infliacijos modelis – sukuria dideles gravitacines bangas (tokias bangas turėjo pastebėti BICEP2), kiti, pavyzdžiui, Albrechto-Steinhardo modelis, gali sukurti labai mažas gravitacines bangas.

Mes žinome, koks turėtų būti jų spektras ir kaip šios bangos sąveikauja su kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės poliarizacijos svyravimais. Neapibrėžtumas yra tik jų stiprumas, kuris gali būti per mažas, kad būtų galima stebėti, priklausomai nuo to, kuris infliacijos modelis yra teisingas.

Prisiminkite tai, kai kitą kartą skaitysite straipsnį apie spekuliatyvų infliacijos teorijos pobūdį arba apie tai, kaip vienas iš teorijos kūrėjų abejoja jos tikrumu. Taip, žmonės stengiasi rasti skyles geriausiose teorijose ir ieško alternatyvų; Tai mes, mokslininkai, darome.

Tačiau infliacija nėra koks nors teorinis monstras, atskirtas nuo stebėjimo. Ji pateikė penkias naujas prognozes, iš kurių keturias patvirtinome! Galbūt ji numatė dalykus, kurių mes dar nežinome, kaip patikrinti, pavyzdžiui, multivisatą, bet tai neatima jos sėkmės.

Kosminės infliacijos teorija nebėra spekuliatyvi. Kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės ir didelio masto Visatos struktūrų stebėjimų dėka galėjome patvirtinti jos prognozes. Tai pats pirmasis iš visų įvykių, nutikusių mūsų Visatoje. Kosminė infliacija įvyko prieš Didįjį sprogimą ir viską paruošė jos atsiradimui. Ir galbūt jos dėka galime išmokti daug daugiau!

Kuriame jis trumpai aprašo infliacinės visatos teorijos atsiradimą ir raidą, kuri pateikia naują Didžiojo sprogimo paaiškinimą ir numato daugelio kitų visatų egzistavimą kartu su mūsų.

Kosmologija tam tikra prasme yra panaši į filosofiją. Pirma, atsižvelgiant į tyrimo objekto platumą - tai visa Visata kaip visuma. Antra, todėl, kad kai kurias patalpas joje mokslininkai priima kaip priimtinas be galimybės atlikti jokio bandomojo eksperimento. Trečia, daugelio kosmologinių teorijų nuspėjamoji galia veiks tik tuo atveju, jei galėsime patekti į kitas visatas – to neverta tikėtis.

Tačiau iš viso to visiškai neišplaukia, kad šiuolaikinė kosmologija yra tokia ranka mojuojanti ir ne visai mokslinė sritis, kur galima, kaip senovės graikai, gulėti medžių pavėsyje ir kelti hipotezes apie erdvės matmenų skaičių. laikas – dešimt ar vienuolika? Kosmologiniai modeliai yra pagrįsti stebėjimų duomenimis iš astronomijos, ir kuo daugiau duomenų, tuo daugiau medžiagos kosmologiniams modeliams, kurie turi sujungti ir suderinti šiuos duomenis vienas su kitu. Sunkumas yra tas, kad kosmologija sprendžia esminius klausimus, reikalaujančius tam tikrų pradinių prielaidų, kurias modelių autoriai pasirenka remdamiesi savo asmeninėmis idėjomis apie visatos harmoniją. Apskritai čia nėra nieko išskirtinio: kuriant bet kokią teoriją reikia atsižvelgti į kai kuriuos atskaitos taškus. Tiesiog kosmologijai, kuri veikia didžiausiose erdvės ir laiko skalėse, juos pasirinkti ypač sunku.

Pirma, keletas svarbių apibrėžimų.

Kosmologija yra mokslas, tiriantis visos mūsų Visatos savybes. Tačiau vis dar nėra vienos teorijos, kuri apibūdintų viską, kas vyksta ir kada nors įvyko. Dabar yra keturi pagrindiniai kosmologiniai modeliai, kurie bando apibūdinti visatos kilmę ir evoliuciją, ir kiekvienas iš jų turi savų pliusų ir minusų, savo šalininkų ir priešininkų. Lambda-CDM modelis laikomas autoritetingiausiu, nors ir neginčijamu. Svarbu suprasti, kad kosmologiniai modeliai nebūtinai konkuruoja vienas su kitu. Jie gali tiesiog apibūdinti iš esmės skirtingus evoliucijos etapus. Pavyzdžiui, „Labmda-CDM“ visai nenagrinėja Didžiojo sprogimo, nors puikiai paaiškina viską, kas įvyko po jo.

Multivisatos struktūra su mini visatų burbulais viduje.

Piešinys: Andrejus Linde

Stebina tai, kad kosmologinė konstanta (ty vakuumo energija) laikui bėgant nesikeičia, kai visata plečiasi, o materijos tankis keičiasi visiškai nuspėjamai ir priklauso nuo erdvės tūrio. Pasirodo, kad ankstyvojoje visatoje materijos tankis gerokai viršijo vakuumo tankį, nes galaktikos skrenda viena nuo kitos, medžiagos tankis mažės. Taigi kodėl dabar, kai galime juos išmatuoti, jų vertė yra tokia artima viena kitai?

Vienintelis žinomas būdas paaiškinti tokį neįtikėtiną sutapimą, neįtraukiant kai kurių nemokslinių hipotezių, yra tik antropinio principo ir infliacijos modelio pagalba – tai yra, iš daugybės egzistuojančių visatų gyvybė atsirado toje, kur kosmologinė konstanta duotas laiko momentas pasirodė lygus materijos tankiui (tai savo ruožtu lemia laiką, praėjusį nuo infliacijos pradžios, ir suteikia pakankamai laiko galaktikų susidarymui, sunkiųjų elementų gamybai ir gyvybės vystymuisi ).

Kitas lūžis kuriant infliacinį modelį buvo 2000 m. paskelbtas Busso ir Polchinskio straipsnis, kuriame jie pasiūlė panaudoti stygų teoriją, kad paaiškintų daugybę skirtingų vakuumų tipų, kurių kiekvienoje kosmologinė konstanta gali būti nustatyta. apie skirtingas vertybes. Ir kai vienas iš pačios stygų teorijos kūrėjų Leonardas Susskindas įsitraukė į stygų teorijos ir infliacijos modelio suvienijimo darbus, tai ne tik padėjo susidaryti išsamesnį vaizdą, kuris dabar vadinamas „antropiniu stygų teorijos kraštovaizdžiu“. “, bet ir tam tikru būdu pridėjo svorio visam modeliui mokslo pasaulyje. Straipsnių apie infliaciją skaičius per metus išaugo nuo keturių iki trisdešimt dviejų.

Infliacijos modelis ne tik paaiškina pagrindinių konstantų koregavimą, bet ir padeda atrasti kai kuriuos pagrindinius parametrus, lemiančius šių konstantų dydį. Faktas yra tas, kad šiandien standartiniame modelyje yra 26 parametrai (kosmologinė konstanta buvo atrasta paskutinė), kurie nustato visų konstantų, su kuriomis kada nors susidūrėte fizikos kurse, vertę. Tai gana daug ir Einšteinas jau tikėjo, kad jų skaičių galima sumažinti. Jis pasiūlė teoremą, kuri, anot jo, šiuo metu negali būti daugiau nei tikėjimas, kad pasaulyje nėra savavališkų konstantų: ji taip išmintingai sukonstruota, kad tarp iš pažiūros visiškai skirtingų dydžių turi būti kažkokie loginiai ryšiai. Infliaciniame modelyje šios konstantos gali būti tiesiog aplinkos parametras, kuris mums lokaliai atrodo nepakitęs dėl infliacijos poveikio, nors jis bus visiškai kitoks kitoje visatos dalyje ir bus nulemtas dar nenustatytos, bet tikrai egzistuojančios. tikrai esminiai parametrai.

Straipsnio išvadoje Linde rašo, kad infliacinio modelio kritika dažnai grindžiama tuo, kad artimiausiu metu mes negalėsime prasiskverbti į kitas visatas. Todėl teorijos patikrinti neįmanoma ir vis dar neturime atsakymų į pagrindinius klausimus: kodėl visata tokia didelė? Kodėl jis yra vienalytis? Kodėl ji izotropinė ir nesisuka kaip mūsų galaktika? Tačiau pažvelgus į šiuos klausimus kitu kampu, paaiškėtų, kad net ir nekeliaudami į kitas mini visatas turime daug eksperimentinių duomenų. Tokie kaip dydis, plokštumas, izotropija, homogeniškumas, kosmologinės konstantos reikšmė, protonų ir neutronų masių santykis ir pan. Ir vienintelis pagrįstas šių ir daugelio kitų eksperimentinių duomenų paaiškinimas yra pateiktas multivisatų teorijos rėmuose, taigi ir infliacinės kosmologijos modelio rėmuose.

, 1990. Andrejus Linde

„Antropinis stygų teorijos peizažas“ 2003. Leonardas Susskindas