Фэндом

Наука

Космическая инфляция

22 248статей на
этой вики
Добавить новую страницу
Обсуждение0 Поделиться
Космология
WMAP 2003.png
Изучаемые объекты и процессы
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания
Родственные темы

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

Недостатки модели горячей Вселенной Править

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

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

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

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

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

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной Править

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

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

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

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

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

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

Проблема плоской Вселенной Править

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

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной Править

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

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной Править

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

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

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

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

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели Править

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

Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной Править

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

Литература Править

Обнаружено использование расширения AdBlock.


Викия — это свободный ресурс, который существует и развивается за счёт рекламы. Для блокирующих рекламу пользователей мы предоставляем модифицированную версию сайта.

Викия не будет доступна для последующих модификаций. Если вы желаете продолжать работать со страницей, то, пожалуйста, отключите расширение для блокировки рекламы.

Также на Фэндоме

Случайная вики