|
При происшествии планковского времени после Большого взрыва началось Инфляционное расширение, предполагающее период его более быстрого (почти моментального) расширения, нежели предусмотрено стандартной моделью. Разработчиком теории стал А. Гут в 1981 году, но значительный вклад был привнесён астрофизиками Старобинским, Линде, Мухановым и др.
Концепция теории
Кратко сформулировать концепцию инфляции можно тремя базовыми положениями:
-
Инфляция неизбежна. Долгие и разнообразные исследования в области теоретической физики вселяют уверенность, что ранняя Вселенная обладала полями, которые отвечали за инфляционное расширение. Многочисленные варианты теории, объединяющей все физические взаимодействия, в частности, теория суперструн, подразумевают наличие больших количеств таких полей. Хотя бы одно поле имело условия для наступления инфляции.
- Однородная и плоскостная Вселенная объясняется теорией инфляции. Она упразднила вопросы о геометрических параметрах и степени однородности Вселенной, которыми она обладала сразу после Большого взрыва. Инфляционное расширение сглаживает все начальные условия.
- Теория инфляции неплохо может предсказывать наблюдения. Наблюдая космический микроволновый фон реликтового излучения и характер распределения галактик, подтверждается, что в ранней Вселенной вариации энергии в пространстве были масштабно-инвариантны.
Инфляционная эпоха
Время, отведенное этой эпохе, составляют от 10-35 до 10-32 секунд. За это время экспоненциально увеличивается радиус Вселенной – на много порядков. Начинает создаваться крупномасштабная структура Вселенной. Происходит вторичный нагрев и начинается бариогенезис – объединение кварков и глюонов в адроны и барионы. Размеры Вселенной во время начала инфляционного процесса составляли 10-33 см. А, как нам известно, величина протона – 10-13 см. Выходит, в самом начале Вселенная была меньше протона во столько же раз, во сколько протон меньше Луны. Что интересно, Луна соотносится с Вселенной нынешней примерно в той же пропорции. За величину, исчисляемую ничтожными долями секунды, размеры Вселенной увеличились в 1025 раз. Причиной столь быстрого считается скалярное поле, именуемое инфлантонным. Это поле имеет напряжённость в каждой точке пространства-времени, а его потенциальная энергия является причиной ускоренного расширения Вселенной. Инфляция не может полностью сгладить первичные неоднородности, которые сохраняются за счёт квантовых эффектов. Из законов квантовой физики известно, что поле инфлантона не имеет всюду в пространстве одинаковую напряжённость. Наличие случайных флуктуаций поля способствует неравномерному окончанию стадии инфляционного расширения в разных частях Вселенной. Температуры в этих частях тоже различаются. Из этих неоднородностей впоследствии будут образованы звёзды и галактики. Если бы Вселенная была абсолютно однородна, в ней бы не смогли образоваться никакие структуры.
Проблемы горячей Вселенной в свете инфляционной модели и их разрешение
- Проблема крупномасштабности и изотропности Вселенной может быть разрешена благодаря тому, что на стадии инфляции расширение происходило необычайно высокими темпами. Из этого следует, что всё пространство наблюдаемой Вселенной – результат одной причинно-связанной области эпохи, предшествующей инфляционной.
- Разрешение проблемы плоской Вселенной. Это возможно потому, что на стадии инфляции происходит увеличение радиуса кривизны пространства. Эта величина такова, что позволяет современным параметрам плотности иметь значение, близкое к критическому.
- Инфляционное расширение ведёт к возникновению колебаний плотности с определённой амплитудой и формой спектра. Это даёт возможность развития этих колебаний (флуктуаций) в нынешнюю структуру Вселенной, сохраняя крупномасштабную однородность и изотропность. Это разрешение проблемы крупномасштабной структуры Вселенной.
Недостатки модели
Основным недостатком инфляционной модели можно считать её зависимость от теорий, которые ещё не доказаны и разработаны не до конца. Например, модель базируется на теории единого поля, которая пока полностью гипотетична. Её невозможно проверить экспериментально в лабораторных условиях. Ещё один недостаток модели – непонятность, откуда взялась перегретая и расширяющаяся материя. Здесь рассматриваются три возможности.
- Стандартная теория Большого взрыва предполагает начало инфляции на самой ранней стадии эволюции Вселенной. Но тогда не разрешается проблема сингулярности.
- Вторая возможность – возникновение Вселенной из хаоса. Разные участки её имели различную температуру, поэтому в одних местах происходило сжатие, а в других – расширение. Инфляция должна была возникнуть в области Вселенной, которая была перегрета и расширялась. Но не ясно, откуда взялся первичный хаос.
- Третий вариант – квантово-механический путь, посредством которого возник сгусток перегретой и расширяющейся материи. Фактически, Вселенная возникла из ничего.
Противники модели
Инфляционная модель Вселенной устраивает не всех. Знаменитый английский учёный Р. Пенроуз – один из основных её противников. Он считает, что те решения, что предлагаются данной моделью, схожи с процессом заметания мусора под ковёр. Сложности, возникающие в отсутствии некоторых фундаментальных обоснований, носят название проблем начальных значений. Например, на стадии, предшествующей инфляции, возмущения плотности должны иметь определённые, очень малые значения. Именно этот фактор делает реальной наблюдаемую степень однородности, но вот инфляционная модель этого никак не объясняет. Пространственная кривизна при инфляции уменьшается значительно, но и до инфляционного периода она вполне могла иметь такие большие значения, чтобы быть заметной в современной фазе развития Вселенной. И этому объяснений тоже нет.
|
