Інфляцыйная мадэль Сусвету

З пляцоўкі Вікіпедыя.
Перайсці да: рух, знайсці
Касмалогія
WMAP 2003.png
Аб'екты і працэсы, якія вывучаюцца
Назіраемыя працэсы
Тэарэтычныя пошукі

Інфляцыйная мадэль Сусвету - гіпотэза аб фізічным стане і законе пашырэння Сусвету на ранняй стадыі Вялікага выбуху (пры тэмпературы вышэй 1028 K), якая прадугледжвае перыяд паскоранага у параўнанні са стандартнай мадэллю гарачага Сусвету пашырэння.

Першы варыянт тэорыі быў прапанаваны ў 1981 годзе Аланам Гутам, але ён сустрэўся з сур'ёзнымі цяжкасцямі, якія былі пераадолены рознымі перайначваннямі сцэнара, пачынаючы з прапанаванай Андрэем Ліндзе ў 1982 мадэлі хаатычнай інфляцыі.

Недахопы мадэлі гарачага Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Стандартная мадэль гарачага Сусвету прадугледжвае вельмі высокую ступень аднастайнасці і ізатропнасці Сусвету. На часовым інтэрвале ад планкаўскай эпохі (t_\mathrm{Planck}\approx 10^{-43} сек, \rho_\mathrm{Planck}\approx 10^{93} г/см³) да эпохі рэкамбінацыі яе паводзіны вызначаюцца ураўненнем стану, блізкім да наступнага:

p=\varepsilon/3, дзе p - ціск, \varepsilon - шчыльнасць энергіі.

Маштабны фактар ​​R(t) змяняўся на паказаным інтэрвале часу па закону R(t) \sim t^{1/2}, а затым, да цяперашняга часу, па законе R(t) \sim t^{2/3}, адпаведнага ураўнення стану:

p\ll\varepsilon=\rho c^2, дзе \rho - сярэдняя шчыльнасць Сусвету.

Недахопам такой мадэлі з'яўляюцца вельмі высокія патрабаванні да аднастайнасці і ізатропнасці пачатковага стану, адхіленне ад якіх прыводзіць да шэрагу праблем.

Праблема буйнамаштабнай аднастайнасці і ізатропнасці Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Памер назіранай вобласці Сусвету l_0 па парадку велічыні супадае з хаблаўскай адлегласцю r_H = c/H_0 \approx 10^{28} см (дзе H - пастаянная Хабла), гэта значыць у сілу канечнасці хуткасці святла і канечнасці ўзросту Сусвету можна назіраць толькі вобласці (і змешчаныя ў іх аб'екты і часціцы), што знаходзяцца зараз адна ад адной на адлегласці l \le l_0.

Аднак у планковскую эпоху Вялікага Выбуху адлегласць паміж гэтымі часціцамі складала:

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

а памер прычынна-звязанай вобласці (гарызонту) вызначаўся адлегласцю:

l_\mathrm{Planck} = ct_\mathrm{Planck} \approx 10^{-33} см (планкаўскі час (t_\mathrm{Planck} \approx 10^{-43} сек)),

гэта значыць, у аб'ёме \! l' змяшчалася ~ 1090 такіх планкаўскіх абласцей, прычынная сувязь (узаемадзеянне) паміж якімі адсутнічала. Ідэнтычнасць пачатковых умоў ў такой колькасці прычынна незвязаных абласцей ўяўляецца вельмі малаверагоднай. Акрамя таго, і ў пазнейшыя эпохі Вялікага выбуху праблема ідэнтычнасці пачатковых умоў у прычынна незвязаных абласцях не здымаецца: так, у эпоху рэкамбінацыі, назіраныя зараз фатоны рэліктавага выпраменьвання, якія прыходзяць да нас з блізкіх кірункаў (якія адрозніваюцца на вуглавыя секунды), павінны былі ўзаемадзейнічаць з абласцямі першаснай плазмы, паміж якімі, згодна з стандартнай мадэллю гарачага Сусвету, не паспела ўсталявацца прычынная сувязь за ўвесь час іх існавання ад \! t_\mathrm{Planck}.. Такім чынам, можна было б чакаць істотнай анізатропнасці рэліктавага выпраменьвання, аднак назіранні паказваюць, што яно ў высокай ступені ізатропнае (адхіленні не перавышаюць ~ 10-4).

Праблема плоскага Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Паводле дадзеных назіранняў, сярэдняя шчыльнасць Сусвету \! \rho блізкая да т. зв. крытычнай шчыльнасці \! \rho_\mathrm{crit}, пры якой крывізна прасторы Сусвету роўная нулю. Аднак, згодна з разліковых даных, адхіленне шчыльнасці \! \rho ад крытычнай шчыльнасці \! \rho_\mathrm{crit} з часам павінна павялічвацца, і для тлумачэння назіранай прасторавай крывізны Сусвету ў рамках стандартнай мадэлі гарачай Сусвету прыходзіцца пастуляваць адхіленне шчыльнасці ў планкаўскую эпоху \! \rho_\mathrm{Planck} ад \! \rho_\mathrm{crit} не больш, чым на 10-60.

Праблема буйнамаштабнай структуры Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Буйнамаштабнае размеркаванне матэрыі ў Сусвеце ўяўляе сабой іерархію «Звышсукупнасці галактык - сукупнасці галактык - галактыкі». Аднак для утварэння такой структуры з першасных малых флуктуацый шчыльнасці неабходная пэўная амплітуда і форма спектру першасных абурэнняў. Гэтыя параметры ў рамках стандартнай мадэлі гарачага Сусвету таксама прыходзіцца пастуляваць.

Інфляцыйнае пашырэнне на ранніх стадыях эвалюцыі Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Інфляцыйная мадэль прадугледжвае замену сталага закона пашырэння R(t) \sim t^{1/2} на экспанентны закон:

R(t) \sim e^{H(t)t}, дзе \! H(t)=(1/R)dR/dt - пастаянная Хабла інфляцыйнай стадыі, якая у агульным выглядзе залежыць ад часу.

Значэнне пастаяннай Хабла на стадыі інфляцыі складае 1042 сек-1 > H > 1036 сек-1, г. зн. гіганцка пераўзыходзіць яе сучаснае значэнне. Такі закон пашырэння можа быць забяспечаны станамі фізічных палёў («інфлатоннага поля»), якія адпавядаюць ураўненні стану p=-\varepsilon, значыць адмоўнага ціску; гэтая стадыя атрымала назву інфляцыйнай (лац.: inflatio - раздзіманне), так як нягледзячы на ​​павелічэнне маштабнага фактару R(t), шчыльнасць энергіі \! \varepsilon застаецца сталай.

У ходзе далейшага пашырэння энергія \varepsilon поля, які абумаўляе інфляцыйную стадыю пашырэння, ператвараецца ў энергію звычайных часціц: большасць інфляцыйных мадэляў звязваюць такое пераўтварэнне з парушэннямі сіметрыі, якія прыводзяць да утварэння барыёнаў. Рэчыва і выпраменьванне набываюць высокую тэмпературу, і Сусвет пераходзіць на радыяцыйна-дамінаваны рэжым пашырэння \! R(t) \sim t^{1/2}.

Вырашэнне праблем мадэлі гарачага Сусвету ў рамках інфляцыйнай мадэлі[правіць | правіць зыходнік]

  • Дзякуючы вельмі высокім тэмпам пашырэння на інфляцыйнай стадыі дазваляецца праблема буйнамаштабнай аднастайнасці і ізатропнасці Сусвету: увесь назіраны аб'ём Сусвету аказваецца вынікам пашырэння адзінай прычынна-звязанай вобласці даінфляцыйнай эпохі.
  • На інфляцыйнай стадыі радыус прасторавай крывізны павялічваецца настолькі, што сучаснае значэнне шчыльнасці \! \rho аўтаматычна аказваецца вельмі блізкім да крытычнага \! \rho_\mathrm{crit}, гэта значыць вырашаецца праблема плоскага Сусвету.
  • У ходзе інфляцыйнага пашырэння павінны паўстаць флуктуацыі шчыльнасці з такой амплітудай і формай спектру (т. зв. плоскі спектр абурэнняў), што ў выніку магчыма наступнае развіццё флуктуацый у назіраную структуру Сусвету пры захаванні буйнамаштабнай аднастайнасці і ізатропнасці, гэта значыць дазваляецца праблема буйнамаштабнай структуры Сусвету.

Крытыка інфляцыйнай мадэлі[правіць | правіць зыходнік]

Мадэль касмічнай інфляцыі цалкам паспяхова, але не патрэбна для разгляду касмалогіяй. У яе маюцца праціўнікі, у ліку якіх можна назваць Роджэра Пенраўза. Аргументы праціўнікаў зводзяцца да таго, што рашэнні, якія прапануюцца інфляцыйнай мадэллю, з'яўляюцца толькі "замятаннем смецця пад дыван". Напрыклад, ніякіх фундаментальных абгрунтаванняў таго, што абурэння шчыльнасці на даінфляцыйнай стадыі павінны быць менавіта такімі малымі, каб пасля інфляцыі ўзнікала назіраная ступень аднастайнасці, гэтая тэорыя НЕ прапаноўвае. Аналагічная сітуацыя і з прасторавай крывізной: яна вельмі моцна памяншаецца пры інфляцыі, але нішто не замінала ёй да інфляцыі мець настолькі вялікае значэнне, каб усё ж такі праявяцца на сучасным этапе развіцця Сусвету. Усе гэтыя складанасці носяць назву «праблемы пачатковых значэнняў».

Інфляцыя на позніх стадыях эвалюцыі Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Назірання звышновых тыпу Ia, якія праведзены ў 1998 г. у рамках Supernova Cosmology Project, паказалі, што пастаянная Хабла мяняецца з часам такім чынам (паскарэнне пашырэння ў часе), што дае падставы кажа аб інфляцыйнам характары пашырэння Сусвету на сучасным этапе яго эвалюцыі. Невядомы ў цяперашні час (2005 г.) фактар, здольны выклікаць такія паводзіны, атрымаў назву цёмная энергія.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]