inf

Инфляционная Космология

Согласно теории “большого взрыва”, темп расширения вселенной (установленная Хабблом  “постоянная” H) большой, когда плотность вселенной большая. Если вселенная заполнена обычной материей, то ее плотность быстро уменьшается, когда вселенная расширяется. Поэтому скорость расширения вселенной также уменьшается. Это быстрое уменьшение темпа расширения вселенной – главная причина всех наших проблем со стандартной теорией “большого взрыва”. Однако, из-за эквивалентности массы и энергии, установленной Эйнштейном (E = mc2), плотность потенциальной энергии V (f) скалярной области f также способствует темпу расширения вселенной. В определенных случаях плотность энергии V (f) уменьшается намного более медленно, чем плотность обычной материи. Это может привести к существованию стадии чрезвычайно быстрого расширения (инфляция) вселенной.

Есть несколько различных версий инфляционной теории. Давайте рассматривать самую простую модель, которую я назвал хаотической инфляцией. Эта модель описывает скалярную область f с массой m и с плотностью потенциальной энергии V (f) = m2f2 / 2. Так как у плотности энергии есть минимум в f = 0, можно ожидать, что скалярная область f должна колебаться около этого минимума. Это действительно так, если вселенная не расширяется. Однако можно доказать, что в быстро расширяющейся вселенной скалярная область спускается очень медленно, как шар в вязкой жидкости (вязкость пропорциональна скорости расширения).

Теперь нам остался один шаг, чтобы понять, откуда появляется инфляция. Если скалярная область f первоначально была большой, ее плотность энергии V (f) была также большой, и вселенная расширилась очень быстро. Из-за этого быстрого расширения скалярная область двигалась в минимум V (f) очень медленно, как шар в вязкой жидкости. Поэтому на данном этапе плотность энергии V (f), в отличие от плотности обычной материи, осталась почти постоянной, и вселенная расширялась со значительно большей скоростью, чем в старой космологической теории: размер вселенной в этом режиме растет приблизительно как eHt, где H – постоянная Хаббла.

Чтобы понять ситуацию на более формальном уровне, нужно проанализировать два уравнения, которые описывают инфляцию в нашей модели: d2f/d2t +3H df/dt = -V’ (f), и H2 =8πGV(f)/3. Второе уравнение – немного упрощенное уравнение Эйнштейна для коэффициента пропорциональности (радиуса) вселенной а(t); H – постоянная Хаббла, H = (da/dt)/a, G – гравитационная константа. Термин 3H df/dt в первом уравнении подобен трению (вязкости) в уравнении движения для гармонического генератора. Можно показать, что, если V (f) приблизительно постоянна в течение достаточно длительного периода времени, то у последнего уравнения есть инфляционное решение a (t)            ~ eHt.

Эта стадия самоподдерживающегося быстрого (по экспоненте) расширения вселенной была непродолжительной. В реалистической версии нашей модели ее длительность могла быть всего 10-35 секунд. Когда плотность энергии области f становится достаточно маленькой, вязкость становится маленькой, инфляция заканчивается, и скалярная область f начинает колебаться около минимума V (f). Как и любая быстро колеблющаяся классическая область, она освобождает свою энергию, создавая пáры элементарных частиц. Эти частицы взаимодействуют друг с другом и прибывают в состояние теплового равновесия с некоторой температурой T. С этого времени соответствующая часть вселенной может быть описана стандартной «горячей» теорией вселенной (the standard hot universe theory).

Основное различие между инфляционной теорией и старой космологией становится ясным, если высчитать размер типичной инфляционной области в конце периода инфляции. Исследование этого вопроса показывает, что даже если размер части инфляционной вселенной в начале инфляции в нашей модели был столь же маленьким как LP = 10-33 см после 10-35 секунд инфляции, эта область вырастает до огромного размера l ~ 101000000000000 см! Эти числа смоделированы, но во всех реалистических моделях этот размер на много порядков больше, чем размер части вселенной, которую мы можем видеть сейчас l ~ 1028 см. Это немедленно решает большинство проблем старой космологической теории.

Наша вселенная гомогенна, потому что вся неоднородность была растянута 101000000000000 раз. Инфляция уменьшает плотность первоначальных монополей по экспоненте. Вселенная становится чрезвычайно большой. Даже если это была закрытая вселенная размера ~ 10-33 см после инфляции, расстояние между ее “Южными” и “Северными” полюсами становится на много порядков больше, чем 1028 см. Мы видим только крошечную часть огромного космического воздушного шара. Именно поэтому вселенная выглядит настолько плоской. Именно поэтому никто никогда не видел, как параллельные линии пересекаются. Именно поэтому мы не нуждаемся в расширении вселенной, начавшейся одновременно в 1088 различных причинно разъединенных областях размера Планка. Одной такой области достаточно, чтобы произвести все, что мы можем видеть теперь!

КОММЕНТАРИИ