Zgjerimi inflacionist i universit. Inflacioni i universit

Përveç çështjes së origjinës së Universit, kozmologët modernë përballen me një sërë problemesh të tjera. Në mënyrë që standardi të parashikojë shpërndarjen e materies që vëzhgojmë, gjendja e saj fillestare duhet të karakterizohet nga një shkallë shumë e lartë organizimi. Menjëherë lind pyetja: si mund të formohej një strukturë e tillë?

Fizikani Alan Guth i Institutit të Teknologjisë në Massachusetts ka propozuar versionin e tij, i cili shpjegon shfaqjen spontane të kësaj organizate, duke eliminuar nevojën për të futur artificialisht parametra të saktë në ekuacionet që përshkruajnë gjendjen fillestare të Universit. Modeli i tij u quajt "universi inflacionist". Thelbi i tij është se brenda Universit që zgjerohet me shpejtësi dhe mbinxehet, një pjesë e vogël e hapësirës ftohet dhe fillon të zgjerohet më fort, ashtu si uji i superftohur ngrin shpejt, duke u zgjeruar ndërsa bën këtë. Kjo fazë e zgjerimit të shpejtë eliminon disa nga problemet e qenësishme në teoritë standarde të shpërthimit të madh.

Megjithatë, modeli i Guth gjithashtu nuk është pa të meta. Në mënyrë që ekuacionet e Guth të përshkruanin saktë Universin inflacionist, ai duhej të specifikonte parametrat fillestarë për ekuacionet e tij me shumë saktësi. Kështu, ai u përball me të njëjtin problem si krijuesit e teorive të tjera. Ai shpresonte të hiqte qafe nevojën për të specifikuar parametrat e saktë të kushteve të shpërthimit të madh, por për ta bërë këtë ai duhej të prezantonte parametrizimin e tij, i cili mbeti i pashpjeguar. Guth dhe bashkëautori i tij P. Steingart pranojnë se në modelin e tyre, “llogaritjet çojnë në parashikime të pranueshme vetëm nëse parametrat fillestarë të dhënë të ekuacioneve ndryshojnë brenda një diapazoni shumë të ngushtë. Shumica e teoricienëve (përfshirë veten tonë) i konsiderojnë kushte të tilla fillestare të pamundura.” Autorët vazhdojnë të flasin për shpresat e tyre se një ditë do të zhvillohen teori të reja matematikore që do t'i lejojnë ata ta bëjnë modelin e tyre më të besueshëm.

Kjo varësi nga teoritë ende të pazbuluara është një tjetër mangësi e modelit të Guth-it. Teoria e unifikuar e fushës, mbi të cilën bazohet modeli i universit inflacionist, është tërësisht hipotetike dhe "e dobët e përshtatshme për testimin eksperimental, pasi shumica e parashikimeve të saj nuk mund të testohen në mënyrë sasiore në kushte laboratorike". (Teoria e unifikuar e fushës është një përpjekje mjaft e dyshimtë e shkencëtarëve për të lidhur së bashku disa nga forcat themelore të universit.)

Një tjetër e metë në teorinë e Guthit është se ajo nuk thotë asgjë për origjinën e materies së mbinxehur dhe në zgjerim. Guth testoi përputhshmërinë e teorisë së tij inflacioniste me tre hipoteza të origjinës së Universit. Ai së pari shikoi teorinë standarde të shpërthimit të madh. Në këtë rast, sipas Guth, episodi inflacioni duhet të ketë ndodhur në një nga fazat e hershme të evolucionit të Universit. Megjithatë, ky model paraqet një problem të pazgjidhshëm singulariteti. Hipoteza e dytë postulon se Universi u ngrit nga kaosi. Disa pjesë të tij ishin të nxehta, të tjerat ishin të ftohta, disa zgjeroheshin, ndërsa të tjerat kontraktoheshin. Në këtë rast, inflacioni do të kishte filluar në një rajon të mbinxehur dhe në zgjerim të Universit. Vërtetë, Guth pranon se ky model nuk mund të shpjegojë origjinën e kaosit parësor.

Mundësia e tretë, e favorizuar nga Guth, është që një pikë materies e mbinxehur dhe në zgjerim të dalë mekanikisht kuantike nga zbrazëtia. Në një artikull që u botua në Scientific American në vitin 1984, Guth dhe Steingart thanë: «Modeli inflacionist i universit na jep njohuri për një mekanizëm të mundshëm me anë të të cilit universi i vëzhgueshëm mund të kishte dalë nga një rajon pafundësisht i vogël i hapësirës. Duke e ditur këtë, është e vështirë t'i rezistosh tundimit për të bërë një hap më tej dhe për të arritur në përfundimin se Universi u ngrit fjalë për fjalë nga asgjëja."

Sidoqoftë, pavarësisht se sa tërheqëse mund të jetë kjo ide për shkencëtarët që janë të gatshëm të marrin armët në çdo përmendje të mundësisë së ekzistencës së një ndërgjegjeje më të lartë që krijoi Universin, pas ekzaminimit të kujdesshëm, ajo nuk i reziston kritikave. "Asgjë" për të cilën Guth flet është një vakum hipotetik mekanik kuantik, i përshkruar nga një teori e unifikuar e fushës ende e pazhvilluar që do të unifikonte ekuacionet e mekanikës kuantike dhe relativitetit të përgjithshëm. Me fjalë të tjera, për momentin ky vakum nuk mund të përshkruhet as teorikisht.

Duhet të theksohet se fizikanët kanë përshkruar një lloj më të thjeshtë të vakumit mekanik kuantik, i cili është një det i të ashtuquajturave "grimca virtuale", fragmente atomesh që "pothuajse ekzistojnë". Herë pas here, disa nga këto grimca nënatomike lëvizin nga vakuumi në botën e realitetit material. Ky fenomen quhet luhatje vakum. Luhatjet e vakumit nuk mund të vëzhgohen drejtpërdrejt, por teoritë që postulojnë ekzistencën e tyre janë konfirmuar eksperimentalisht. Sipas këtyre teorive, grimcat dhe antigrimcat dalin nga vakuumi pa asnjë arsye dhe zhduken pothuajse menjëherë, duke asgjësuar njëra-tjetrën. Guth dhe kolegët e tij supozuan se në një moment, në vend të një grimce të vogël, një Univers i tërë u shfaq jashtë vakumit, dhe në vend që të zhdukej menjëherë, ky Univers zgjati disi për miliarda vjet. Autorët e këtij modeli e zgjidhën problemin e singularitetit duke postuluar se gjendja në të cilën Universi del nga vakuumi është disi i ndryshëm nga gjendja e singularitetit.

Megjithatë, ky skenar ka dy disavantazhe kryesore. Së pari, mund të habitemi vetëm me guximin e imagjinatës së shkencëtarëve që kanë shtrirë përvojën e tyre mjaft të kufizuar me grimcat nënatomike në të gjithë Universin. S. Hawking dhe G. Ellis paralajmërojnë me mençuri kolegët e tyre tepër entuziastë: “Supozimi se ligjet e fizikës, të zbuluara dhe të studiuara në laborator, do të jenë të vlefshme në pika të tjera të vazhdimësisë hapësinore-kohë është, natyrisht, një shumë e guximshme. ekstrapolimi.” Së dyti, në mënyrë rigoroze, vakuumi mekanik kuantik nuk mund të quhet "asgjë". Përshkrimi i vakumit mekanik kuantik, edhe në teoritë më të thjeshta ekzistuese, kërkon shumë faqe llogaritjesh matematikore shumë abstrakte. Një sistem i tillë padyshim përfaqëson "diçka" dhe menjëherë lind e njëjta pyetje kokëfortë: "Si lindi një "vakum" kaq kompleks i organizuar?"

Le të kthehemi te problemi origjinal për të cilin Guth krijoi modelin inflacionist: problemin e parametrizimit të saktë të gjendjes fillestare të Universit. Pa një parametrizim të tillë, është e pamundur të arrihet shpërndarja e vëzhguar e materies në Univers. Siç e kemi parë, Gut nuk arriti ta zgjidhte këtë problem. Për më tepër, vetë mundësia që çdo version i teorisë së Big Bengut, përfshirë versionin e Guthit, mund të parashikojë shpërndarjen e vëzhguar të materies në Univers është e diskutueshme.

Gjendja fillestare shumë e organizuar në modelin e Guth-it, me fjalët e tij, përfundimisht shndërrohet në një "Univers" me një diametër prej 10 centimetrash, i mbushur me gaz homogjen super të dendur dhe të mbinxehur. Ajo do të zgjerohet dhe ftohet, por nuk ka asnjë arsye për të supozuar se do të bëhet ndonjëherë diçka më shumë se një re uniforme gazi. Në fakt, të gjitha teoritë e shpërthimit të madh çojnë në këtë rezultat. Nëse Guth duhej të përdorte shumë hile dhe të bënte supozime të dyshimta në mënyrë që të merrte më në fund Universin në formën e një reje gazi homogjen, atëherë mund të imagjinohet se si duhet të jetë aparati matematikor i teorisë që çon në Universin në formë në të cilën ne e njohim atë!

Një teori e mirë shkencore bën të mundur parashikimin e shumë fenomeneve komplekse natyrore bazuar në një kornizë të thjeshtë teorike. Por në teorinë e Guthit (dhe çdo version tjetër) e kundërta është e vërtetë: si rezultat i llogaritjeve komplekse matematikore, marrim një flluskë gazi homogjen që zgjerohet. Pavarësisht kësaj, revistat shkencore botojnë artikuj entuziastë për teorinë e inflacionit, shoqëruar me ilustrime të shumta shumëngjyrëshe që duhet t'i japin lexuesit përshtypjen se Guth më në fund ia kishte arritur qëllimit të tij të dashur - ai kishte gjetur një shpjegim për origjinën e Universit. Do të ishte më e ndershme që thjesht të hapej një rubrikë e përhershme në revistat shkencore për të botuar në të teorinë e origjinës së Universit, e cila është në modë këtë muaj.

Është e vështirë edhe të imagjinohet kompleksiteti i gjendjes fillestare dhe kushteve të nevojshme për shfaqjen e Universit tonë me gjithë larminë e strukturave dhe organizmave të tij. Në rastin e Universit tonë, shkalla e këtij kompleksiteti është e tillë që vështirë se mund të shpjegohet vetëm duke përdorur ligjet fizike.

Çfarë do të ndodhte nëse, në të kaluarën e largët, hapësira e Universit do të ishte në një gjendje vakumi të rremë? Nëse dendësia e materies në atë epokë do të ishte më e vogël se ajo që kërkohet për të balancuar Universin, atëherë graviteti i neveritshëm do të dominonte. Kjo do të bënte që universi të zgjerohej, edhe nëse ai nuk do të ishte zgjeruar fillimisht.

Për t'i bërë më të qarta idetë tona, do të supozojmë se Universi është i mbyllur. Pastaj fryhet si një tullumbace. Ndërsa vëllimi i Universit rritet, materia rrallohet dhe dendësia e saj zvogëlohet. Megjithatë, dendësia e masës së vakumit të rremë është një konstante fikse; ajo mbetet gjithmonë e njëjtë. Pra, shumë shpejt dendësia e materies bëhet e papërfillshme, ne kemi mbetur me një det homogjen në zgjerim të vakumit të rremë.

Zgjerimi shkaktohet nga tensioni i vakumit të rremë që tejkalon tërheqjen që lidhet me densitetin e masës së tij. Meqenëse asnjë nga këto sasi nuk ndryshon me kalimin e kohës, shkalla e zgjerimit mbetet saktësisht konstante. Kjo normë karakterizohet nga proporcioni në të cilin Universi zgjerohet për njësi të kohës (të themi, një sekondë). Në kuptimin, kjo vlerë është shumë e ngjashme me normën e inflacionit në ekonomi - përqindja e rritjes së çmimeve në vit. Në vitin 1980, kur Guth dha mësim në një seminar në Harvard, norma e inflacionit në Shtetet e Bashkuara ishte 14%. Nëse kjo vlerë do të mbetej konstante, çmimet do të dyfishoheshin çdo 5.3 vjet. Po kështu, një shpejtësi konstante e zgjerimit të universit nënkupton se ekziston një interval fiks kohor gjatë të cilit madhësia e universit dyfishohet.
Rritja që karakterizohet nga një kohë konstante dyfishimi quhet rritje eksponenciale. Dihet se çon në numra gjigantë shumë shpejt. Nëse sot një copë pica kushton 1 dollarë, atëherë pas 10 cikleve të dyfishimit (53 vjet në shembullin tonë) çmimi i saj do të jetë 10^(24)$ dollarë dhe pas 330 cikleve do të arrijë në 10^(100)$ dollarë. Ky numër kolosal, një i ndjekur nga 100 zero, ka një emër të veçantë - një googol. Guth propozoi përdorimin e termit inflacion në kozmologji për të përshkruar zgjerimin eksponencial të Universit.

Koha e dyfishimit për një univers të mbushur me një vakum të rremë është tepër e shkurtër. Dhe sa më e lartë të jetë energjia e vakumit, aq më e shkurtër është. Në rastin e një vakumi elektro-dobët, universi do të zgjerohet një googol herë në një të tridhjetën e një mikrosekondi, dhe në prani të një vakumi të Madh të Unifikuar, kjo do të ndodhë 10^(26)$ herë më shpejt. Në një fraksion kaq të shkurtër të sekondës, një rajon me madhësinë e një atomi do të fryhet në një madhësi shumë më të madhe se i gjithë Universi i vëzhgueshëm sot.

Për shkak se vakuumi i rremë është i paqëndrueshëm, ai përfundimisht shpërbëhet dhe energjia e tij ndez një top zjarri grimcash. Kjo ngjarje shënon fundin e inflacionit dhe fillimin e evolucionit normal kozmologjik. Kështu, nga një embrion i vogël fillestar ne marrim një Univers të nxehtë, në zgjerim me përmasa të mëdha. Dhe si një bonus shtesë, ky skenar eliminon mrekullisht horizontin dhe problemet e gjeometrisë së sheshtë të qenësishme në kozmologjinë e Big Bang-ut.

Thelbi i problemit të horizontit është se distancat midis disa pjesëve të Universit të vëzhgueshëm janë të tilla që me sa duket kanë qenë gjithmonë më të mëdha se distanca e përshkuar nga drita që nga Big Bengu. Kjo supozon se ata kurrë nuk ndërvepruan me njëri-tjetrin, dhe më pas është e vështirë të shpjegohet se si ata arritën pothuajse barazinë e saktë të temperaturave dhe dendësisë. Në teorinë standarde të Big Bengut, distanca e përshkuar nga drita rritet proporcionalisht me moshën e universit, ndërsa distanca midis rajoneve rritet më ngadalë ndërsa zgjerimi kozmik ngadalësohet nga graviteti. Rajonet që nuk mund të ndërveprojnë sot do të jenë në gjendje të ndikojnë njëri-tjetrin në të ardhmen, kur drita më në fund të mbulojë distancën që i ndan. Por në të kaluarën, distanca e përshkuar nga drita bëhet edhe më e shkurtër se sa duhet, kështu që nëse zonat nuk mund të ndërveprojnë sot, ato sigurisht që nuk ishin në gjendje ta bënin këtë më parë. Prandaj, rrënja e problemit qëndron në natyrën tërheqëse të gravitetit, e cila bën që zgjerimi të ngadalësohet gradualisht.

Megjithatë, në një univers me një vakum të rremë, graviteti është i neveritshëm dhe në vend që të ngadalësojë zgjerimin, ai e përshpejton atë. Në këtë rast, situata është e kundërt: zonat që mund të shkëmbejnë sinjale drite do ta humbasin këtë aftësi në të ardhmen. Dhe, më e rëndësishmja, ato zona që janë të paarritshme për njëra-tjetrën sot duhet të kenë ndërvepruar në të kaluarën. Problemi i horizontit zhduket!
Problemi i hapësirës së sheshtë zgjidhet po aq lehtë. Rezulton se Universi largohet nga dendësia e tij kritike vetëm nëse zgjerimi i tij ngadalësohet. Në rastin e zgjerimit të përshpejtuar të inflacionit, e kundërta është e vërtetë: Universi i afrohet një densiteti kritik, që do të thotë se bëhet më i sheshtë. Për shkak se inflacioni e zgjeron jashtëzakonisht universin, ne shohim vetëm një pjesë të vogël të tij. Ky rajon i vëzhgueshëm duket i sheshtë, i ngjashëm me Tokën tonë, e cila gjithashtu duket e sheshtë kur shikohet nga afër sipërfaqes.

Pra, një periudhë e shkurtër inflacioni e bën universin të madh, të nxehtë, homogjen dhe të sheshtë, duke krijuar pikërisht llojin e kushteve fillestare që kërkohen për kozmologjinë standarde të Big Bengut.
Teoria e inflacionit filloi të pushtojë botën. Sa i përket vetë Guthit, mandati i tij si postdok ka përfunduar. Ai pranoi një ofertë nga alma mater i tij, Instituti i Teknologjisë në Massachusetts, ku vazhdon të punojë edhe sot.

Fragment nga libri i A. Vilenkin "Shumë botë në një: Kërkimi për Universe të tjera"

Teoria, e cila është baza e gjithë kozmologjisë moderne, mund të përmbajë kontradikta të thella. Një univers pa një fazë inflacioni? Koncepti i inflacionit të shpejtë të Universit të hershëm (i shënuar me të verdhë) në epokën pas Big Bengut mund të rishikohet.

Rreth 30 vjet më parë, Alan Guth, ndërsa ishte ende kandidat për doktoraturë, mbajti një sërë seminaresh në Qendrën Akselerator të Stanfordit, në të cilat ai futi fjalën "inflacion" në leksikun e kozmologjisë. Ky term i referohet epokës së zgjerimit të shpejtë eksponencial të Universit, i cili ndodhi në fazat e hershme të zhvillimit të tij, në momentet e para pas Big Bengut. Një nga seminaret e Guth-it u zhvillua në Harvard, ku ai la një përshtypje të fortë te shumë specialistë në fushën e astrofizikës, relativitetit dhe fizikës së grimcave, duke përfshirë autorin e këtij artikulli, gjithashtu një kandidat i ri dhe entuziast i shkencës. Teoria moderne e inflacionit është një nga fushat e veprimtarisë më aktive të kozmologëve dhe një burim zbulimesh dhe teorish interesante.

PIKAT THEMELORE

Ideja e inflacionit kozmologjik është aq e rrënjosur në mendjet e shkencëtarëve, saqë pranohet si e provuar. Sipas këtij koncepti, Universi i hershëm iu nënshtrua një zgjerimi të mprehtë eksponencial, i cili përcaktoi homogjenitetin dhe sheshtësinë globale të botës sonë moderne.

Megjithatë, themeluesit dhe disa zhvillues të teorisë së inflacionit besojnë se koncepti mund të jetë në thelb me të meta. Që të fillojë inflacioni, Universi duhet të ketë kushte të pamundura. Përveç kësaj, inflacioni ndodh përgjithmonë, duke prodhuar një numër të pafund botësh të ndryshme, që do të thotë se kjo teori nuk mund të bëjë parashikime të sakta.

Ka një debat aktiv shkencor. Propozimet variojnë nga ndryshimet në teorinë e inflacionit deri tek zëvendësimi i tij me një koncept tjetër.

Arsyeja pas teorisë inflacioniste është identifikimi i dobësive në teorinë e Big Bengut. Ideja kryesore e modelit të Big Bang-ut është se Universi ynë ngadalë po zgjerohet (ngadalësohet) dhe ftohet që nga momenti i lindjes së tij, d.m.th. rreth 13.7 miliardë vjet. Ky proces i zgjerimit dhe ftohjes mund të shpjegojë shumë detaje në strukturën e Universit modern, nëse ai fillon evolucionin e tij në kushte të përcaktuara rreptësisht. Një nga më të rëndësishmet prej tyre është se Universi ynë duhet të ishte pothuajse plotësisht homogjen - me përjashtim të johomogjeniteteve shumë të vogla në masë dhe energji. Përveç kësaj. Universi duhej të ishte gjeometrikisht i rrafshët (tredimensionale Euklidiane - Shënim i Përkthyesit), që do të thotë se rrezet e dritës dhe shtigjet e objekteve në lëvizje nuk ishin të përkulura nga pëlhura e hapësirë-kohës.

Por pse Universi i hershëm ishte kaq uniform dhe i sheshtë? Kushtet e tilla të veçanta fillestare duken shumë të pamundura. Arsyetimi rreth këtij problemi krijoi konceptin e Guth. Edhe nëse Universi në fillim të ekzistencës së tij kishte johomogjenitete të mëdha masash dhe energjish, atëherë zgjerimi i mprehtë eksponencial i mëvonshëm mund t'i zbusë ato. Pas përfundimit të periudhës inflacioniste, Universi mund të vazhdojë të zgjerohet me inerci, në përputhje të plotë me teorinë e Big Bengut dhe duke zotëruar tashmë kushtet e nevojshme për formimin e yjeve dhe galaktikave, në mënyrë që të zhvillohet, duke krijuar gjendjen që ne. vëzhgoni sot.

Ideja e propozuar ishte aq e thjeshtë dhe joshëse sa shkencëtarët në mbarë botën e perceptuan atë si praktikisht të provuar tashmë. Megjithatë, gjatë periudhës gati 30-vjeçare të zhvillimit të saj, teoria e inflacionit ka pësuar ndryshime. Bashkë me mbështetësit e saj u shfaqën edhe kundërshtarët e saj. Shumica e marrin teorinë e inflacionit si pikënisje për kërkimin e tyre, duke mos u kujdesur për justifikimin themelor të kësaj teorie dhe duke shpresuar se kontradiktat e saj të dukshme do të zgjidhen së shpejti. Megjithatë, problemet e teorisë së inflacionit vazhdojnë me kokëfortësi t'i rezistojnë të gjitha përpjekjeve të komunitetit shkencor.

Autori i këtij artikulli, i cili ka kontribuar në zhvillimin e teorisë së inflacionit dhe të teorive konkurruese të tij, do të përpiqet të japë një vlerësim objektiv të gjendjes së teorisë së inflacionit sot, duke dhënë argumente pro dhe kundër saj.

Në mbrojtje të teorisë së inflacionit kozmologjik

Teoria e inflacionit kozmologjik është aq e njohur sa ka kuptim të ndalemi vetëm në disa nga veçoritë dhe detajet e tij të rëndësishme. Inflacioni gjenerohet nga një lloj i veçantë energjie inflacioniste, e cila, së bashku me forcat gravitacionale, bëri që Universi i hershëm të zgjerohej me shpejtësi në një periudhë shumë të shkurtër kohore. Dendësia jashtëzakonisht e lartë e energjisë inflacioniste ka një veti të pazakontë - praktikisht nuk ndryshon gjatë zgjerimit. Vetia e saj më mahnitëse është se fusha gravitacionale e energjisë inflacioniste nuk ka tërheqje, por zmbrapsje, e cila përcakton një zgjerim kaq të shpejtë të botës sonë.

Mund të propozohen shumë burime të një energjie të tillë inflacioniste. Versioni kryesor është ekzistenca e një fushe të caktuar skalare, në rastin e inflacionit të quajtur "inflaton". Fushat skalare njihen gjerësisht në fizikën e grimcave: për shembull, bozoni i famshëm Higgs, të cilin ata po përpiqen ta marrin në përplasësin e madh të hadronit në CERN, është bartësi i njërës prej fushave skalare të parashikuara nga teoria.

PËRSHKRIMI KLASIK I TEORISË SË INFLACIONIT: Rritja e fundit e rritjes

Si të gjitha fushat, fusha e inflatonit ka një intensitet të caktuar në çdo pikë të hapësirë-kohës. Ky tension përcakton se si inflatoni ndërvepron me fusha të tjera. Gjatë fazës së zgjerimit të inflacionit, forca e fushës së inflacionit është pothuajse konstante gjatë gjithë kohës. Në varësi të fuqisë së kësaj fushe, ajo ka një sasi të caktuar të energjisë potenciale. Marrëdhënia midis fuqisë së fushës dhe energjisë mund të ilustrohet me një grafik, i cili për fushën e fryrjes është një kurbë: së pari pothuajse horizontale (pllajë), pastaj përkulet dhe ngrihet përsëri. Nëse forca fillestare e fushës merr një vlerë që i përket një pllaje, atëherë ndërsa lëvizni përgjatë kurbës, forca dhe energjia e fushës do të bien. Ekuacionet për evolucionin e fushës janë të njëjta me ekuacionet për lëvizjen e një topi që rrotullohet nga një pjerrësi në një vrimë; profili i pjerrësisë - kurba e energjisë potenciale.

Energjia potenciale e fushës së fryrjes është një arsye e mundshme për zgjerimin e përshpejtuar të Universit tonë. Në procesin e një zgjerimi të tillë, johomogjenitetet në shpërndarjen e materies në Univers zbuten dhe ai bëhet i sheshtë. Për një kohë të barabartë me $10^(-33)$, fusha ruan një vlerë konstante dhe Universi arrin të "fryjë" $10^(25)$ herë në të gjitha drejtimet. Faza e zgjerimit inflator përfundon kur madhësia e fushës së fryrjes lëviz nga pjesa horizontale e kurbës në atë të pjerrët. Ndërsa fusha "rrotullohet", energjia e saj zvogëlohet. Në pikën e poshtme të një rrokullisjeje të tillë, e gjithë energjia potenciale e fushës së inflatonit shndërrohet në forma të energjisë të njohura për ne: materia e errët, lënda e zakonshme me energji të lartë kinetike dhe rrezatimi që mbush Universin modern, i cili hyn në skenë. e zgjerimit për shkak të inercisë. Në këtë fazë, formohet një strukturë në shkallë të gjerë.

JO SHUMË E MIRË

Inflacioni zbut parregullsitë fillestare, por jo plotësisht. Për shkak të efekteve kuantike, inhomogjenitete të vogla ruhen. Sipas ligjeve të fizikës kuantike, fusha e fryrjes nuk mund të ketë të njëjtin intensitet kudo në hapësirë. Prania e tyre çon në faktin se faza e zgjerimit inflacioniste nuk përfundon në pjesë të ndryshme të Universit në të njëjtën kohë, dhe temperatura e rajoneve të ndryshme të Universit gjithashtu ndryshon pak. Këto inhomogjenitete shërbyen si fara për formimin e yjeve dhe galaktikave - në një Univers absolutisht homogjen, asnjë strukturë nuk mund të ishte formuar. Një parashikim i teorisë së inflacionit është se mosvazhdimësi të tilla shfaqin pandryshueshmëri të shkallës. Me fjalë të tjera, ato nuk varen nga madhësia e zonave në të cilat janë formuar ato janë të njëjta në të gjitha shkallët.

Koncepti i inflacionit mund të formulohet shkurt në tre pika kryesore. Së pari, inflacioni është i pashmangshëm. Që nga koha e Guthit, studime të shumta në fizikën teorike vetëm sa i kanë forcuar shkencëtarët në idenë e ekzistencës së fushave skalare në Universin e hershëm që ishin "përgjegjëse" për zgjerimin inflacioniste. Një numër i madh fushash të tilla shfaqen në të gjitha llojet e versioneve të teorisë së unifikimit të të gjitha ndërveprimeve fizike, për shembull në teoritë e superstringut. Besohet se në Universin e hershëm kaotik, të paktën një nga këto fusha do të duhej të kishte kushtet e nevojshme për inflacion.

DUHET TË JETË KËSHTU

Së dyti, hipoteza e inflacionit mund të shpjegojë homogjenitetin dhe sheshtësinë e vëzhguar të Universit modern. Askush nuk e di saktësisht se çfarë parametrash gjeometrikë dhe çfarë shkalle homogjeniteti kishte Universi menjëherë pas Big Bengut. Inflacioni i ka bërë këto çështje të parëndësishme, pasi sido që të jenë kushtet fillestare, zgjerimi inflacioniste mund t'i zbusë ato në një mënyrë konsistente me vëzhgimet. Argumenti i tretë dhe më i fortë, hipoteza e inflacionit i parashikon mirë vëzhgimet. Për shembull, një numër i madh vëzhgimesh të sfondit kozmik të mikrovalës (CMB) dhe të dhënave mbi shpërndarjen e galaktikave konfirmojnë se ndryshimet hapësinore në energjinë e Universit të hershëm ishin praktikisht të pandryshueshme në shkallë.

Kundër teorisë së inflacionit kozmologjik

Sinjalet e para se gjithçka nuk shkon mirë me teorinë e inflacionit janë diferencat e vogla midis parashikimeve të kësaj teorie dhe të dhënave reale të vëzhgimit. Ekzistenca e dallimeve minon bazën shumë logjike të të gjithë teorisë. A funksionon vërtet teoria në përputhje të përsosur me të dhënat e vëzhgimit, siç u tha në vitet '80? shekullit të kaluar? A mund të konsiderohen parashikimet e teorisë së inflacionit të atyre viteve si parashikime të teorisë moderne të inflacionit? Përgjigja për të dyja këto pyetje është: jo.

Le të japim arsyetimin për përgjigje të tilla. Merrni parasysh deklaratën se faza e inflacionit në Univers është e pashmangshme. Nëse është vërtet kështu, atëherë lind një mendim logjik: në fund të fundit, realizimi i "inflacionit të keq" ka më shumë gjasa se "inflacioni i mirë". Me termin e parë do të kuptojmë një periudhë të tillë të zgjerimit të përshpejtuar të Universit të hershëm, pasojat e së cilës në Universin modern janë në kundërshtim të qartë me të dhënat e vëzhgimit. Për shembull, ndryshimet shumë të mëdha në temperaturë janë të papranueshme. Që një teori të pajtohet mirë me të dhënat vëzhguese, ndryshimet, për shembull, midis vlerave teorike "të mira" dhe "të këqija" në kurbën e saktë të energjisë potenciale vëzhguese duhet të jenë shumë të vogla. Vlerat teorike kontrollohen nga një grup i madh parametrash modeli. Në një model tipik inflacioni, kjo diferencë duhet të jetë rreth $10^(-15) - zero me 15 shifra dhjetore. Një model inflacioni me përshtatje më të keqe, zero me 12, dhjetë, ose tetë shifra dhjetore, mund të jetë tashmë "inflacion i keq", në të cilin shkalla e nxitimit është e njëjtë (ose më e madhe), por diferencat e temperaturës janë më të mëdha se sa vërehen.

Ne mund të injorojmë problemet me modelet e "inflacionit të keq", pasi ato janë qartësisht të papajtueshme, për shembull, me origjinën e jetës në Univers. Me fjalë të tjera, edhe nëse ndryshime të mëdha të temperaturës mund të ndodhin diku, ne përsëri nuk do të jemi në gjendje t'i vëzhgojmë ato. Një thirrje për një arsyetim të tillë gjenerohet nga i ashtuquajturi parim antropik. Megjithatë, në këtë rast argumente të tilla nuk janë të zbatueshme. Dallimet më të mëdha të temperaturës mund të ndikojnë në më shumë yje dhe galaktika, dhe Universi mund të jetë më i populluar se sa shihet. Pasojat indirekte na tregojnë se në fund të fundit nuk kishte dallime të mëdha të temperaturës në Univers.

Jo vetëm që "inflacioni i keq" ka më shumë gjasa se "inflacioni i mirë", por një botë pa inflacion ka më shumë gjasa se një botë me çdo inflacion. Kjo ide u shpreh për herë të parë nga Roger Penrose në vitet '80. shekullit të kaluar. Shkencëtari aplikoi parime termodinamike, të ngjashme me ato që synonin të përshkruanin konfigurimet e atomeve dhe molekulave të gazit, për të llogaritur të gjitha konfigurimet e mundshme fillestare të fushës së fryrjes dhe fushave gravitacionale. Disa nga këto të dhëna fillestare çojnë në praninë e zgjerimit inflacioniste me formimin e një shpërndarjeje pothuajse uniforme të materies në hapësirë-kohë të sheshtë. Kushtet e tjera fillestare çojnë në një univers homogjen dhe të sheshtë - pa zgjerim inflacioni. Për më tepër, të dy grupet e kushteve të tilla fillestare janë të vogla - me fjalë të tjera, shanset për të marrë një univers të sheshtë, homogjen janë të vogla në çdo rast. Gjithashtu, marrja e një universi të sheshtë pa inflacion ka shumë më shumë gjasa sesa të marrësh një univers të sheshtë përmes zgjerimit inflacioniste.

Rreziku i inflacionit të përjetshëm

Një metodë tjetër e studimit të Universit të hershëm, e cila çon në rezultate të ngjashme, bazohet në ekstrapolimin e historisë së Universit nga gjendja e tij aktuale në kohë duke përdorur ligje të njohura fizike. Rezultatet e kësaj metode mund të ndryshojnë, d.m.th. ekstrapolimi nuk është i vetmi: duke marrë si kushte fillestare Universin modern, mesatarisht të sheshtë dhe homogjen, mund të marrim zinxhirë të ndryshëm ngjarjesh në të kaluarën. Sipas modelimit të kryer në 2008 nga Gary Gibbons i Kembrixhit dhe Neil Turok i Institutit për Fizikën Teorike në Ontario, shumica dërrmuese e sekuencave të ngjarjeve të ekstrapoluara në të kaluarën nuk kanë një fazë inflacioni, gjë që është në përputhje me gjetjet e Penrose. Nga njëra anë, të dy skenarët për zhvillimin e mundshëm të Universit tonë pa inflacion duket se shkojnë kundër intuitës, sepse një Univers i sheshtë dhe i lëmuar nuk ka gjasa, dhe inflacioni është pikërisht mekanizmi që është i nevojshëm për zbatimin e një gjendjeje të tillë. Nga ana tjetër, këto avantazhe të inflacionit rezultojnë të minohen shumë nga kushtet fillestare të tij të pamundura. Kështu, nëse marrim parasysh sa më shumë të jetë e mundur të gjithë faktorët që kemi në dispozicion, rezulton se Universi ka shumë të ngjarë të ketë ardhur në gjendjen e tij aktuale pa një fazë inflacioni.

Shumë fizikanë dhe kozmologë i konsiderojnë këto argumente si të paqëndrueshme. Vëzhgimet dhe eksperimentet reale janë gjithmonë më të fuqishme se çdo arsyetim teorik, dhe versioni i teorisë së inflacionit të formuluar në vitet 1980 është në përputhje me vëzhgimet e sotme kozmologjike. Megjithatë, versionet e para të teorisë së inflacionit ishin kryesisht të papërsosura, duke u ofruar shkencëtarëve në përgjithësi vetëm një pamje cilësore të zgjerimit të Universit dhe deri më sot modelet inflacioniste janë rishikuar disa herë. Cili model përfundimisht përshtatet më mirë me të dhënat e vëzhgimit?

Një ndryshim në botëkuptimin erdhi pasi Andrei Linde prezantoi konceptin e "inflacionit të përjetshëm" në kozmologji - pasi të fillojë, nuk do të përfundojë kurrë. Ky koncept bazohet në kombinimin e ligjeve të fizikës kuantike dhe ligjeve të zgjerimit të përshpejtuar të Universit. Kur inflacioni përfundon, luhatjet kuantike vonojnë pak. Nëse në ndonjë rajon të hapësirës luhatjet e tilla janë mjaft të vogla, atëherë inflacioni në këtë rajon përfundon. Megjithatë, duke qenë se luhatjet janë të rastësishme, do të ketë zona ku luhatjet janë mjaft të mëdha për të sjellë një vonesë të konsiderueshme në fund të fazës inflacioniste. Fushat e fundit janë jashtëzakonisht të rralla, kështu që lexuesi mund të pyesë veten nëse ato duhet të injorohen fare. Përgjigja është jo, sepse këto zona zgjerohen në mënyrë inflacioniste, vazhdojnë të rriten me shpejtësi dhe në pak çaste ndalojnë zgjerimin e atyre zonave në të cilat inflacioni tashmë ka përfunduar. Rezultati është një hapësirë ​​gjigante e botës në rritje inflacioniste, në të cilën notojnë ishuj të vegjël, të mbushur me lëndë të nxehtë dhe rrezatim. Për më tepër, zonat me rritje inflacioniste krijojnë zona në rritje inflacioniste, secila prej të cilave përfaqëson botën e vet, një univers të mbyllur. Nëse ende nuk jeni hutuar nga kjo foto, mos u shqetësoni, do të përkeqësohet.

Ishujt e materies nuk janë të njëjtë. Sipas ligjeve të teorisë kuantike, disa prej tyre janë shumë heterogjenë, të tjerët, përkundrazi, janë shumë të qetë. Heterogjeniteti është i ngjashëm me skenarin e “inflacionit të keq” të përmendur më sipër, por arsyet e shfaqjes së heterogjeniteteve të tilla janë të ndryshme. "Inflacioni i keq" ndodh sepse parametrat që kontrollojnë formën e kurbës së energjisë potenciale janë shumë të mëdha. Tani, heterogjeniteti mund të lindë për shkak të inflacionit të përjetshëm dhe luhatjeve kuantike të rastësishme, pavarësisht nga vlerat e parametrave që përshkruajnë modelin.

Për vlerësime sasiore më të sakta, fjala "disa" duhet të zëvendësohet me "numër të pafund". Në një botë me inflacion të përjetshëm, një numër i pafund ishujsh do të kenë vetitë që ne vëzhgojmë, por një numër i pafund nuk do t'i ketë. Kjo ide u formulua mirë nga krijuesi i teorisë së inflacionit, Alan Guth: "Në një botë me inflacion të përjetshëm, gjithçka që mund të ndodhë ndodh dhe ndodh një numër të pafundëm herë".

A është Universi ynë rregull apo përjashtim? Me një numër të pafund ishujsh, secili prej të cilëve është një univers i veçantë, kjo pyetje është e vështirë për t'iu përgjigjur. Imagjinoni që keni një kuti me topa të bardhë dhe të zinj dhe i nxirrni një nga një. Nëse e dini se sa topa të bardhë dhe sa të zinj kishte fillimisht, atëherë gjithmonë mund të thoni me siguri se cilin prej tyre keni më shumë gjasa të vizatoni. Sidoqoftë, nëse ka një numër të pafund të tyre, atëherë situata ndryshon në mënyrë dramatike. Pra, kur të nxirrni topat, mund t'i renditni në mënyrë që një e zezë të korrespondojë me një të bardhë, dhe atëherë do t'ju duket se ka numër të barabartë të të dyjave në kuti. Por ju mund t'i renditni ato në mënyrë që të ketë dhjetë topa të bardhë për çdo top të zi - dhe më pas intuita juaj do t'ju tregojë se ka më shumë topa të bardhë. Teoria e grupeve jep përgjigjen se në rastin e krahasimit të dy pafundësive, të dy supozimet janë të rreme. Kështu, është e pamundur të thuhet se cili top do të ketë më shumë gjasa të shfaqet. Për këtë arsye, është e pamundur të merret me mend se cili univers do të ishte më i mundshmi, "tipiki". Tani është koha për t'ju ngatërruar vërtet. Çfarë do të thotë të thuash që teoria e inflacionit bën parashikime të sakta - për shembull, që Universi ynë është homogjen ose që ka luhatje të pandryshueshme në shkallë - pasi gjithçka që duhet të ndodhë do të ndodhë ende një ditë dhe do të ndodhë një numër i pafundëm herë? Dhe nëse një teori nuk bën parashikime të testueshme, si mund të pretendojnë kozmologët se teoria pajtohet me vëzhgimet, të cilat ata i kanë bërë vazhdimisht deri tani?

Masa e gabimeve tona

Teoricienët dyshojnë për probleme të tilla, por pavarësisht një çerek shekulli punë aktive që nga ardhja e teorisë së inflacionit, shkencëtarët nuk e kanë humbur shpresën për zgjidhjen e të gjitha problemeve dhe ruajtjen e këtij koncepti frytdhënës.

Propozohen teori alternative ndaj inflacionit të përjetshëm - për shembull, për të privuar plotësisht evolucionin e universit nga çdo pafundësi. Megjithatë, pafundësia është një pasojë e natyrshme e inflacionit dhe fizikës kuantike. Për të shmangur pafundësitë, modeli i Universit duhet të jetë shumë i ndjeshëm ndaj kushteve të veçanta fillestare dhe fusha që gjeneron inflacionin duhet të ketë një ekuacion të veçantë të gjendjes. Inflacioni duhet të ndodhë në atë mënyrë që të përfundojë kudo në hapësirë ​​përpara se luhatjet kuantike të kenë një shans për ta vazhduar atë. Megjithatë, kërkesa të tilla shkelin vetë konceptin e inflacionit, i cili është pak i ndjeshëm ndaj kushteve që ekzistonin përpara fillimit të tij.

HUMNERA E PAFINITETIT

Një strategji tjetër alternative nënkupton që ishujt e materies dhe rrezatimit të ngjashëm me Universin tonë veprojnë si rezultati më i preferuar i inflacionit. Mbrojtësit e këtij modeli prezantojnë të ashtuquajturën masë, një rregull i veçantë sipas të cilit çdo botë ka një peshë probabilistike që përcakton se cila prej tyre është e preferueshme. Analogjia me topat bardh e zi është e tillë që ne jemi të detyruar p.sh. për çdo tre topa të bardhë të marrim pesë topa të zinj. Koncepti i një mase është një supozim i pabazuar se vetë inflacioni nuk shpjegon apo parashikon asgjë.

Më keq, masat që janë teorikisht ekuivalente çojnë në përfundime të ndryshme. Për shembull, një masë vëllimi sipas së cilës universet e ishujve duhet të kenë një peshë probabiliteti sipas madhësisë së tyre. Në pamje të parë, ky parametër është i arsyeshëm. Ideja intuitive që qëndron pas inflacionit është se zgjerimi inflacionist shpjegon homogjenitetin dhe sheshtësinë e vëzhguar duke krijuar vëllime shumë të mëdha hapësire. Fatkeqësisht, futja e një mase të tillë vëllimi është e gabuar. Në të vërtetë, imagjinoni dy lloje rajonesh: universet ishullore si i yni, dhe ishuj të tjerë që u formuan më vonë, pas rritjes së inflacionit. Bazuar në shkallën e rritjes eksponenciale, zonat e mëvonshme do të zënë vëllime dukshëm më të mëdha. Kështu, universet më të rinj se yni janë më të preferueshëm. Sipas masës së vëllimit, lindja e Universit tonë rezulton të jetë shumë e pamundur.

Të apasionuarit pas përdorimit të masave nuk heqin dorë: para se të përdorin masat që kanë dalë, ata i testojnë ato në mënyrë që si rezultat probabiliteti i formimit të Universit tonë të bëhet mjaft i madh. Edhe nëse një ditë do të arrihet suksesi. Megjithatë, atëherë do të duhet të futni një parim tjetër për të kontrolluar pse kjo masë është e preferueshme nga të gjitha të tjerat, pastaj parimi tjetër për të zgjedhur një parim të tillë, etj.

Një qasje alternative është thirrja e parimit antropik. Kur zgjedhim një masë, supozohet se Universi ynë është një ishull tipik në një det inflacionist. Parimi antropik, përkundrazi, beson se ne jetojmë në një botë shumë atipike që ka kushte minimale për ekzistencën e jetës. Kuptimi i parimit antropik është se kushtet në të gjitha universet tipike ishullore janë të papajtueshme me formimin e galaktikave, yjeve ose strukturave të tjera që janë të nevojshme për origjinën e jetës. Edhe nëse universet tipike ishullore zënë vëllime shumë më të mëdha se botët si e jona, ato duhet të injorohen, sepse ne jemi të interesuar vetëm për ato zona që mund të banohen nga njerëzit. Fatkeqësisht, në kuadrin e kësaj ideje, kushtet në Universin tonë për banim njerëzor duhet të jenë të paktën minimalisht të favorshme, por nuk është kështu: Universi ynë është më i sheshtë, më i butë dhe i pandryshueshëm në shkallë sesa kërkohet për jetën. Ishujt më tipikë, siç janë ata më të rinj se bota jonë, janë pothuajse njësoj të banueshëm dhe shumë më të shumtë.

Le të paguajnë ata që hezitojnë

Në dritën e argumenteve të propozuara, ideja se të dhënat vëzhguese në kozmologji testojnë parashikimet bazë të teorisë inflacioniste është e gabuar. Gjithçka që mund të themi është se provat moderne vëzhguese konfirmojnë parashikimet e modelit më të thjeshtë inflacioniste të propozuar në vitin 1983, por kjo teori nuk është e njëjtë me kozmologjinë moderne inflacioniste. Teoria më e thjeshtë sugjeron se inflacioni, i bazuar vetëm në fizikën klasike, parashikon evolucionin e Universit. Megjithatë, tabloja e saktë është se inflacioni formohet sipas ligjeve të fizikës kuantike dhe gjithçka që mund të ndodhë, ndodh. Por nëse teoria e inflacionit nuk mund të bëjë parashikime të sakta, cili është qëllimi i saj?

Problemi është se regjimi i shtyrjes së fundit të inflacionit jo vetëm që nuk është “jofitimprurës”, por përkundrazi është edhe i preferueshëm. Zonat në të cilat fundi i fazës inflacioniste është vonuar, vazhdojnë zgjerimin e përshpejtuar eksponencial. Në një situatë ideale, çdo zonë e tillë do të zgjerohet ngadalë ose edhe do të tkurret. Pjesa e mbetur e hapësirës atëherë do të përbëhej nga rajone ku kishte përfunduar inflacioni, dhe kështu Universi ynë i vëzhgueshëm do të ishte një prej tyre.

Si një alternativë ndaj kozmologjisë inflacioniste, autori i artikullit dhe kolegët e tij propozuan një teori të quajtur ciklike. Sipas kësaj teorie, Big Bengu nuk është fillimi i hapësirës dhe kohës (shih: Veneziano G. The Myth of the Beginning of Time, VMN, Nr. 8, 2004), por vetëm një "rikthim" i fazës së mëparshme të ngjeshjes. gjatë kalimit në një fazë të re zgjerimi, shoqëruar nga substancat e lindjes dhe rrezatimi. Teoria është ciklike, sepse pas miliarda vitesh Universi do të tkurret përsëri dhe do të ketë një rikthim të ri. Ideja kryesore e kësaj teorie është se zbutja ka ndodhur para Big Bengut, gjatë epokës së kompresimit të fazës së mëparshme. Të gjitha rajonet e mbetura vazhdojnë të tkurren, ndërsa rajonet e tjera tashmë po rimëkëmben dhe po fillojnë të zgjerohen - kështu, rajonet e para janë relativisht të vogla dhe mund të neglizhohen.

Zbutja e kompresimit ka implikime vëzhguese. Gjatë çdo faze të qetë, qoftë inflacioniste apo ciklike, luhatjet kuantike gjenerojnë shtrembërime të vogla, të përhapura rastësisht të hapësirë-kohës, të njohura si valë gravitacionale kozmologjike, të cilat mund të lënë një gjurmë në anizotropinë e rrezatimit të sfondit të mikrovalës. Amplituda e këtyre valëve është proporcionale me densitetin e energjisë. Inflacioni mund të fillonte kur Universi ishte në densitetin e tij maksimal, dhe procesi ekuivalent në një Univers ciklik mund të ndodhte kur Universi ishte praktikisht bosh - kështu që nënshkrimet e parashikuara vëzhguese të dy teorive duhet të jenë dukshëm të ndryshme. Sigurisht, teoria ciklike është relativisht e re dhe mund të ketë shumë probleme të veta, por tregon se në parim ka alternativa që nuk kanë problemet e inflacionit të përjetshëm.

Pra, janë paraqitur argumentet pro dhe kundër teorisë së inflacionit. Disa studiues besojnë se argumentet kundër tij minojnë themelet e tij dhe se ai kërkon rishikim rrënjësor. Të tjerë besojnë se kërkohet vetëm përsosje e teorisë origjinale të inflacionit.

Vendimi përfundimtar për fatin e teorisë së inflacionit do të jepet nga rezultatet e vëzhgimeve. Në vitet e ardhshme, të dhënat mbi valët gravitacionale të marra nga studimet e anizotropisë së rrezatimit të sfondit mikrovalor kozmik do të bëhen publike: zbulimi i valëve gravitacionale mund të mbështesë teorinë e inflacionit. Shumë studiues po gravitojnë drejt koncepteve alternative si teoria ciklike, e cila parashikon një sinjal të vogël të pavëzhgueshëm nga valët gravitacionale. E ardhmja do të tregojë se cila teori është e saktë dhe çfarë fati e pret Universin tonë.

Paul Steinhardt - drejtor i Qendrës për Shkencën Teorike në Princeton, anëtar i Akademisë Kombëtare të Shkencave, fitues i. P. Dirac (2002) për kontributin e tij në zhvillimin e teorisë së inflacionit kozmologjik.

LITERATURË SHTESË

1. Universi inflacionist. Alan
   Guth. Librat bazë, 1998.
2. Kozmologjia Kuantike, Inflacioni dhe Parimi Antropik. Andrei Lindc në shkencën dhe realitetin përfundimtar: Teoria Kuantike, Kozmologjia dhe Kompleksiteti. Redaktuar nga John D. Barrow, Paul C.W. Davies dhe Charles L. Harper, Jr. Cambridge University Press, 2004.
3. Universi i pafund: Përtej Shpërthimit të Madh. Paul J. Steinhardt dhe Neil Turok. Doubleday, 2007.
4. Problemi i masës në kozmologji. G.W. Gibbons dhe Neil Tbrok në Physical Review D, Vol. 77, Nr. 6, Punimi Nr. 063516; mars 2008.
5. Lindja e Universit // VMN, nr. 7, 2005.

• Përkthimi

Kjo nuk është më një teori spekulative, pasi katër prej tyre janë konfirmuar.

Idetë shkencore duhet të jenë të thjeshta, shpjeguese dhe parashikuese. Dhe me sa dimë sot, multiversi inflacionist nuk ka veti të tilla.
- Paul Steinhart, 2014

Por kjo gjendje e nxehtë dhe e dendur shtron shumë pyetje, duke përfshirë:

Pse zona shumë të largëta, të ndryshme të hapësirës, ​​të cilat nuk kanë mundur të shkëmbejnë informacion që nga fillimi i kohës, janë të mbushura me të njëjtën densitet të materies dhe rrezatim të së njëjtës temperaturë?

Pse Universi, i cili do të rikthehej nëse do të kishte më shumë lëndë, ose do të zgjerohej në hiç nëse do të kishte më pak lëndë, është kaq i ekuilibruar?

Dhe ku, nëse Universi ishte më parë në një gjendje shumë të nxehtë dhe të dendur, janë të gjitha këto grimca relike me energji të lartë (të tilla si monopolet magnetike), të cilat teorikisht duhet të jenë të lehta për t'u zbuluar sot?

Përgjigjet e pyetjeve u gjetën në fund të vitit 1979, fillimi i vitit 1980, kur Alan Guth parashtroi teorinë e inflacionit kozmik.

Duke pranuar që Big Bengut i parapriu një gjendje në të cilën Universi nuk ishte i mbushur me materie dhe rrezatim, por vetëm me një sasi të madhe energjie të natyrshme në strukturën e vetë kozmosit, Guth ishte në gjendje të zgjidhte të gjitha këto probleme. Për më tepër, zhvillime të tjera ndodhën në vitin 1980 që bënë të mundur gjetjen e klasave të reja të modeleve që ndihmojnë modelet inflacioniste të riprodhojnë Universin e sotëm:

I mbushur me materie dhe rrezatim,
izotropik (i njëjtë në të gjitha drejtimet),
homogjen (e njëjtë në të gjitha pikat),
të nxehtë, të dendur dhe të zgjeruar në gjendjen fillestare.

Modele të tilla u zhvilluan nga Andrey Linde, Paul Steinhart, Andy Albrecht, dhe detaje shtesë u përpunuan nga Henry Tye, Bruce Allen, Alexey Starobinsky, Michael Turner, David Schramm, Rocky Kolb dhe të tjerë.

Zbuluam diçka të jashtëzakonshme: dy klasa të përgjithshme modelesh na dhanë gjithçka që na nevojitej. Pati një inflacion të ri, me një potencial të sheshtë në krye, nga i cili fusha e inflacionit mund të "rrokulliset ngadalë" në fund, dhe pati një inflacion kaotik me një potencial në formë U, nga i cili gjithashtu mund të rrokulliset ngadalë poshtë.

Në të dyja rastet, hapësira u zgjerua në mënyrë eksponenciale, u drejtua, vetitë e saj ishin të njëjta kudo dhe kur mbaroi inflacioni, ju u kthyet në një Univers shumë të ngjashëm me tonën. Përveç kësaj, ju morët pesë parashikime shtesë për të cilat nuk kishte asnjë vëzhgim në atë kohë.

1) Univers i sheshtë. Në fillim të viteve 1980, ne përfunduam studimet e galaktikave, grupimeve të galaktikave dhe filluam të kuptonim strukturën në shkallë të gjerë të Universit. Bazuar në atë që pamë, ne ishim në gjendje të matim dy tregues:

Dendësia kritike e Universit, domethënë dendësia e materies e nevojshme për ekuilibrin ideal të Universit midis rikolapsit dhe zgjerimit të përjetshëm.
Dendësia reale e materies në univers, jo vetëm lënda shkëlqyese, gazi, pluhuri dhe plazma, por të gjitha burimet, përfshirë lëndën e errët, e cila ka një efekt gravitacional.

Ne zbuluam se e dyta ishte midis 10% dhe 35% e së parës, në varësi të burimit të të dhënave. Me fjalë të tjera, kishte shumë më pak se një sasi kritike e materies në Univers - që do të thotë se Universi është i hapur.

Por inflacioni parashikoi një univers të sheshtë. Ai merr Universin e çdo forme dhe e shtrin atë në një gjendje të sheshtë, ose të paktën në një gjendje të padallueshme nga të qenit i sheshtë. Shumë njerëz janë përpjekur të ndërtojnë modele të inflacionit që do të prodhonin një univers negativisht të lakuar (të hapur), por nuk kanë qenë të suksesshëm.

Me ardhjen e energjisë së errët, si rezultat i vëzhgimit të supernovës në 1998, e ndjekur nga të dhënat WMAP të lëshuara për herë të parë në 2003 (dhe të dhënat e Boomerang të lëshuara pak më herët), arritëm në përfundimin se Universi është në fakt i sheshtë. dhe arsyeja për densitetin e ulët të materies ishte prania e kësaj forme të re, të papritur të energjisë.

2) Një Univers me luhatje në shkallë më të mëdha se drita mund të kapërcejë. Inflacioni – duke shkaktuar zgjerimin eksponencial të hapësirës së universit – fryn atë që ndodh në shkallë shumë të vogla në ato shumë të mëdha. Universi i sotëm ka pasiguri të natyrshme në nivelin kuantik, luhatje të vogla në energji që ndodhin për shkak të parimit të pasigurisë së Heisenberg.

Por gjatë inflacionit, këto luhatje në shkallë të vogël të energjisë do të ishin shtrirë në të gjithë Universin në shkallë gjigande makroskopike, duke u shtrirë në të gjithë shtrirjen e tij! (Dhe në përgjithësi, dhe edhe më tej, pasi ne nuk mund të vëzhgojmë asgjë që shtrihet jashtë Universit të vëzhgueshëm).

Por duke parë luhatjet e rrezatimit kozmik të sfondit mikrovalor në shkallët më të mëdha, të cilat projekti COBE ishte në gjendje të bënte deri diku në 1992, ne gjetëm këto luhatje. Dhe me rezultatet e përmirësuara nga WMAP, ne ishim në gjendje të masnim madhësinë e tyre dhe të shihnim se ato ishin në përputhje me parashikimet e inflacionit.

3) Një Univers me luhatje adiabate, pra me të njëjtën entropi kudo. Luhatjet mund të jenë të ndryshme: adiabatike, lakim konstant ose një përzierje e të dy llojeve. Inflacioni parashikoi 100% luhatje adiabatike, që nënkuptonte praninë e parametrave CMB të mirëpërcaktuara që mund të maten në WMAP dhe strukturave në shkallë të gjerë të maten në projektet 2dF dhe SDSS. Nëse CMB dhe luhatjet në shkallë të gjerë janë të lidhura, ato janë adiabatike, por nëse jo, ato mund të jenë me lakim konstante. Nëse do të kishte pasur një grup të ndryshëm luhatjesh në Univers, ne nuk do të kishim ditur për këtë deri në vitin 2000!

Por kjo pikë u mor aq e mirëqenë nga pjesa tjetër e sukseseve të teorisë së inflacionit, saqë konfirmimi i saj kaloi pothuajse pa u vënë re. Ishte thjesht një konfirmim i asaj që ne tashmë "e dimë", megjithëse në fakt ishte po aq revolucionare sa gjithë të tjerët.

4) Një univers në të cilin spektri i luhatjeve ishte pak më i vogël se ai i shkallës së pandryshueshme (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.

Modelet e punës të zbuluara në vitet 1980 parashikuan që spektri i luhatjeve (indeksi spektral skalar, n s) duhet të jetë pak më i vogël se 1, diku midis 0.92 dhe 0.98, në varësi të modelit të përdorur.

Kur morëm të dhënat e vëzhgimit, zbuluam se sasia e matur, ns, ishte rreth 0,97, me një pasiguri (sipas matjeve CMB të projektit BAO) prej 0,012. Ata u vunë re për herë të parë në WMAP, dhe ky vëzhgim jo vetëm që u konfirmua, por u përforcua nga të tjerët me kalimin e kohës. Është me të vërtetë më pak se një, dhe vetëm inflacioni e bëri këtë parashikim.

5) Dhe, së fundi, Universi me një spektër të caktuar të luhatjeve të valëve gravitacionale. Ky është parashikimi i fundit, i vetmi i madh që ende nuk është konfirmuar. Disa modele - për shembull, modeli Linde i inflacionit kaotik - prodhojnë valë të mëdha gravitacionale (valë të tilla duhet të ishin vënë re nga BICEP2), të tjerët, për shembull, modeli Albrecht-Steinhard, mund të prodhojnë valë gravitacionale shumë të vogla.

Ne e dimë se cili duhet të jetë spektri i tyre dhe si ndërveprojnë këto valë me luhatjet në polarizimin e rrezatimit kozmik të sfondit mikrovalor. Pasiguria është vetëm në forcën e tyre, e cila mund të jetë shumë e vogël për t'u vëzhguar, në varësi të modelit të inflacionit të saktë.

Mos harroni këtë herën tjetër kur të lexoni një artikull rreth natyrës spekulative të teorisë së inflacionit, ose se si një nga themeluesit e teorisë dyshon në vërtetësinë e saj. Po, njerëzit përpiqen të gjejnë vrima në teoritë më të mira dhe të kërkojnë alternativa; Kjo është ajo që ne shkencëtarët bëjmë.

Por inflacioni nuk është një përbindësh teorik i ndarë nga vëzhgimi. Ajo bëri pesë parashikime të reja, katër prej të cilave ne i konfirmuam! Ajo mund të ketë parashikuar gjëra që ne ende nuk dimë t'i testojmë, si multiversi, por kjo nuk e heq suksesin e saj.

Teoria e inflacionit kozmik nuk është më spekulative. Falë vëzhgimeve të rrezatimit kozmik të sfondit të mikrovalës dhe strukturave në shkallë të gjerë të Universit, ne ishim në gjendje të konfirmonim parashikimet e saj. Kjo është e para nga të gjitha ngjarjet që kanë ndodhur në Universin tonë. Inflacioni kozmik ndodhi para Big Bengut dhe përgatiti gjithçka për shfaqjen e tij. Dhe ndoshta ne mund të mësojmë shumë më tepër falë saj!

Në të cilën ai përshkruan shkurtimisht shfaqjen dhe zhvillimin e teorisë së universit inflacioniste, e cila jep një shpjegim të ri për Big Bengun dhe parashikon ekzistencën e shumë universeve të tjerë së bashku me tonin.

Kozmologjia është në një farë mënyre e ngjashme me filozofinë. Së pari, për sa i përket gjerësisë së lëndës së tij të kërkimit - është i gjithë Universi në tërësi. Së dyti, sepse disa premisa në të pranohen nga shkencëtarët si të pranueshme pa mundësinë e kryerjes së ndonjë eksperimenti testues. Së treti, fuqia parashikuese e shumë teorive kozmologjike do të funksionojë vetëm nëse mund të arrijmë në universe të tjera - gjë që nuk është e pritshme.

Sidoqoftë, nga e gjithë kjo nuk rezulton aspak se kozmologjia moderne është një fushë kaq e tundur dhe jo tërësisht shkencore ku mund të shtriheni, si grekët e lashtë, nën hijen e pemëve dhe të hipotezoni për numrin e dimensioneve të hapësirës. koha - janë dhjetë apo njëmbëdhjetë? Modelet kozmologjike bazohen në të dhëna vëzhguese nga astronomia dhe sa më shumë të dhëna të ketë, aq më shumë material ka për modelet kozmologjike - të cilat duhet t'i lidhin dhe harmonizojnë këto të dhëna me njëra-tjetrën. Vështirësia është se kozmologjia merret me çështje themelore që kërkojnë disa supozime fillestare, të cilat zgjidhen nga autorët e modeleve bazuar në idetë e tyre personale për harmoninë e universit. Në përgjithësi, nuk ka asgjë të jashtëzakonshme në këtë: kur ndërtoni ndonjë teori, duhet të merrni disa pika referimi. Vetëm se për kozmologjinë, e cila vepron në shkallët më të mëdha të hapësirës dhe kohës, është veçanërisht e vështirë t'i zgjedhësh ato.

Së pari, disa përkufizime të rëndësishme.

Kozmologjia është një shkencë që studion vetitë e Universit tonë në tërësi. Megjithatë, nuk ka ende një teori të vetme që do të përshkruante gjithçka që po ndodh dhe ka ndodhur ndonjëherë. Tani ekzistojnë katër modele kryesore kozmologjike që përpiqen të përshkruajnë origjinën dhe evolucionin e universit, dhe secila prej tyre ka të mirat dhe të këqijat e veta, adhuruesit dhe kundërshtarët e saj. Modeli Lambda-CDM konsiderohet më autoritari, megjithëse jo i padiskutueshëm. Është e rëndësishme të kuptohet se modelet kozmologjike nuk janë domosdoshmërisht në konkurrencë me njëri-tjetrin. Ata thjesht mund të përshkruajnë faza thelbësisht të ndryshme të evolucionit. Për shembull, Labmda-CDM nuk e konsideron fare Big Bengun, megjithëse shpjegon në mënyrë të përsosur gjithçka që ndodhi pas tij.

Struktura e një multiversi me flluska miniuniversesh brenda tij.

Vizatimi: Andrei Linde

Gjëja e habitshme për këtë është se konstanta kozmologjike (domethënë energjia e vakumit) nuk ndryshon me kalimin e kohës ndërsa universi zgjerohet, ndërsa dendësia e materies ndryshon plotësisht në mënyrë të parashikueshme dhe varet nga vëllimi i hapësirës. Rezulton se në universin e hershëm dendësia e materies e tejkaloi densitetin e vakumit në të ardhmen, ndërsa galaktikat largohen, dendësia e materies do të ulet; Pra, pse, tani që ne mund t'i masim ato, janë kaq të afërta në vlerë me njëri-tjetrin?

E vetmja mënyrë e njohur për të shpjeguar një koincidencë kaq të pabesueshme, pa përfshirë disa hipoteza joshkencore, është vetëm me ndihmën e parimit antropik dhe modelit inflacionist - domethënë, nga shumë universe ekzistuese, jeta filloi në atë ku konstanta kozmologjike në një moment i caktuar në kohë doli të ishte i barabartë me densitetin e materies (kjo nga ana tjetër përcakton kohën që ka kaluar që nga fillimi i inflacionit dhe siguron mjaftueshëm kohë për formimin e galaktikave, formimin e elementeve të rënda dhe zhvillimin e jetës ).

Një tjetër pikë kthese në zhvillimin e modelit inflacioniste ishte botimi në vitin 2000 i një punimi nga Busso dhe Polchinski, në të cilin ata propozuan përdorimin e teorisë së fijeve për të shpjeguar një grup të madh të llojeve të ndryshme të vakumit, në secilën prej të cilave konstanta kozmologjike mund të merrte. mbi vlera të ndryshme. Dhe kur një nga krijuesit e vetë teorisë së fijeve, Leonard Susskind, u përfshi në punën për kombinimin e teorisë së fijeve dhe modelit inflacionist, jo vetëm që ndihmoi në krijimin e një tabloje më të plotë, e cila tani quhet "peizazhi antropik i teorisë së fijeve". ”, por edhe në një farë mënyre i shtoi peshë të gjithë modelit në botën shkencore. Numri i artikujve për inflacionin u rrit gjatë vitit nga katër në tridhjetë e dy.

Modeli i inflacionit synon jo vetëm të shpjegojë rregullimin e saktë të konstantave themelore, por edhe të ndihmojë në zbulimin e disa prej parametrave themelorë që përcaktojnë madhësinë e këtyre konstantave. Fakti është se në Modelin Standard sot ka 26 parametra (konstanta kozmologjike ishte e fundit që u zbulua), të cilat përcaktojnë vlerën e të gjitha konstantave që keni hasur ndonjëherë në një kurs fizikë. Kjo është shumë dhe Ajnshtajni tashmë besonte se numri i tyre mund të reduktohej. Ai propozoi një teoremë, e cila, sipas tij, aktualisht nuk mund të jetë më shumë se një besim, se nuk ka konstante arbitrare në botë: ajo është e strukturuar aq me mençuri sa duhet të ketë disa lidhje logjike midis sasive në dukje krejtësisht të ndryshme. Në një model inflacioni, këto konstante mund të jenë thjesht një parametër mjedisor që na duket lokalisht i pandryshuar për shkak të efektit të inflacionit, megjithëse do të jetë krejtësisht i ndryshëm në një pjesë tjetër të universit dhe përcaktohet nga ende për t'u identifikuar, por sigurisht ekzistues. parametra vërtet themelorë.

Në përfundim të artikullit, Linde shkruan se kritikat ndaj modelit inflacioniste shpesh bazohen në faktin se ne nuk do të jemi në gjendje të depërtojmë në universe të tjerë në të ardhmen e parashikueshme. Prandaj, është e pamundur të testohet teoria dhe ne ende nuk kemi përgjigje për pyetjet më themelore: Pse është universi kaq i madh? Pse është homogjene? Pse është izotropike dhe nuk rrotullohet si galaktika jonë? Megjithatë, nëse i shikojmë këto pyetje nga një këndvështrim tjetër, rezulton se edhe pa udhëtuar në miniuniverse të tjera kemi shumë të dhëna eksperimentale. Të tilla si madhësia, rrafshësia, izotropia, homogjeniteti, vlera e konstantës kozmologjike, raporti i masave të protonit dhe neutronit, etj. Dhe i vetmi shpjegim i arsyeshëm deri më sot për këto dhe shumë të dhëna të tjera eksperimentale jepet brenda kuadrit të teorisë së multiverses dhe, rrjedhimisht, modelit të kozmologjisë inflacioniste.

, 1990. Andrey Linde

“Peizazhi antropik i teorisë së fijeve” 2003. Leonard Susskind