что такое космическая инфляция
Что такое космическая инфляция
ВНИМАНИЕ! В связи с новой волной пандемии и шумом вокруг вакцинации агрессивные антивакцинаторы банятся без предупреждения, а их особенно мракобесные комментарии — скрываются.
Основные условия публикации
— Посты должны иметь отношение к науке, актуальным открытиям или жизни научного сообщества и содержать ссылки на авторитетный источник.
— Посты должны по возможности избегать кликбейта и броских фраз, вводящих в заблуждение.
— Научные статьи должны сопровождаться описанием исследования, доступным на популярном уровне. Слишком профессиональный материал может быть отклонён.
— Видеоматериалы должны иметь описание.
— Названия должны отражать суть исследования.
— Если пост содержит материал, оригинал которого написан или снят на иностранном языке, русская версия должна содержать все основные положения.
Не принимаются к публикации
— Точные или урезанные копии журнальных и газетных статей. Посты о последних достижениях науки должны содержать ваш разъясняющий комментарий или представлять обзоры нескольких статей.
— Юмористические посты, представляющие также точные и урезанные копии из популярных источников, цитаты сборников. Научный юмор приветствуется, но должен публиковаться большими порциями, а не набивать рейтинг единичными цитатами огромного сборника.
— Посты с вопросами околонаучного, но базового уровня, просьбы о помощи в решении задач и проведении исследований отправляются в общую ленту. По возможности модерация сообщества даст свой ответ.
— Оскорбления, выраженные лично пользователю или категории пользователей.
— Попытки использовать сообщество для рекламы.
— Многократные попытки публикации материалов, не удовлетворяющих правилам.
— Нарушение правил сайта в целом.
Окончательное решение по соответствию поста или комментария правилам принимается модерацией сообщества. Просьбы о разбане и жалобы на модерацию принимает администратор сообщества. Жалобы на администратора принимает @SupportComunity и общество пикабу.
Пять величайших предсказаний космической инфляции
Это уже не спекулятивная теория, поскольку четыре из них подтвердились.
Научные идеи должны быть простыми, поясняющими и предсказывающими. А насколько сегодня известно, инфляционная мультивселенная такими свойствами не обладает.
— Пол Штейнхарт, 2014
Думая о Большом взрыве, мы представляем себе исходную точку Вселенной: горячее, плотное, расширяющееся состояние, из которого всё появилось. Заметив и измерив сегодняшнее расширение Вселенной – разлетающиеся друг от друга галактики, мы можем не только определить судьбу Вселенной, но и её начало.
Но вот только это горячее и плотное состояние таит в себе много вопросов, включая:
• Почему очень отдалённые, разные регионы космоса, которые не могли с начала времён обменяться информацией, заполнены с одинаковой плотностью вещества и излучением одинаковой температуры?
• Почему Вселенная, реколлапсировавшая бы, если бы в ней было больше вещества, или же расширявшаяся бы до состояния небытия, если бы в ней было меньше вещества, так идеально сбалансирована?
• И где же, если Вселенная раньше находилась в очень горячем и плотном состоянии, все эти высокоэнергетические реликтовые частицы (типа магнитных монополей), которые теоретически сегодня должно быть легко обнаружить?
Ответы на вопросы нашлись в конце 1979, начале 1980 года, когда Алан Гут выдвинул теорию космической инфляции.
Приняв, что Большому взрыву предшествовало состояние, в котором Вселенная не была заполнена веществом и излучением, а лишь большим количеством присущей ткани самого космоса энергии, Гут сумел решить все эти проблемы. Кроме того, в 1980-м случились и другие разработки, позволившие найти новые классы моделей, помогающих инфляционным моделям воспроизвести сегодняшнюю Вселенную:
• наполненную веществом и излучением,
• изотропную (одинаковую во всех направлениях),
• гомогенную (одинаковую во всех точках),
• горячую, плотную и расширяющуюся в начальном состоянии.
Такие модели разработали Андрей Линде, Пол Штейнхарт, Энди Альбрехт, а дополнительные детали прорабатывали Генри Тай, Брюс Аллен, Алексей Старобинский, Майкл Тёрнер, Дэвид Шрамм, Роки Колб и другие.
Мы обнаружили нечто примечательное: два обобщённых класса моделей давали нам всё, что нужно. Была новая инфляция, с потенциалом плоским наверху, с которого инфляционное поле могло «медленно скатываться» на дно, и была хаотическая инфляция с U-образным потенциалом, с которого можно было также медленно скатываться.
В обоих случаях пространство расширялось экспоненциально, распрямлялось, его свойства были везде одинаковыми, и когда инфляция заканчивалась, вы возвращались во Вселенную, очень похожую на нашу. Кроме того, вы получали пять дополнительных предсказаний, наблюдений по которым в то время ещё не было.
1) Плоская Вселенная. В начале 1980-х мы завершили обзорные исследования галактик, галактических скоплений, и начали понимать крупномасштабную структуру Вселенной. На основании увиденного мы смогли измерить два показателя:
• Критическую плотность Вселенной, то есть плотность вещества, необходимую для идеального баланса Вселенной между реколлапсом и вечным расширением.
• Реальную плотность материи во Вселенной, не только светящегося вещества, газа, пыли и плазмы, но всех источников, включая тёмную материю, оказывающую гравитационное воздействие.
Мы обнаружили, что второй показатель составлял от 10% до 35% от первого, в зависимости от источника данных. Иначе говоря, материи во Вселенной было гораздо меньше критического количества – а значит, Вселенная открыта.
Но инфляция предсказывала плоскую Вселенную. Она берёт Вселенную любой формы и растягивает её до плоского состояния, или, по крайней мере, до состояния, неотличимого от плоского. Множество людей пыталось построить модели инфляции, дававшие Вселенную отрицательной кривизны (открытую), но не достигли успеха.
С наступлением эпохи тёмной энергии в результате наблюдения за сверхновой в 1998 году, за которым последовал сбор данных в проекте WMAP, впервые вышедших в 2003 году (и данных проекта Boomerang, вышедших чуть раньше), мы пришли к выводу, что Вселенная на самом деле плоская, и причина низкой плотности вещества заключалась в наличии этой новой, неожиданной формы энергии.
2) Вселенная с флуктуациями на масштабах больших, чем способен преодолеть свет. Инфляция – заставляя пространство Вселенной экспоненциально расширяться – раздувает то, что происходит на очень малых масштабах, до очень больших. У сегодняшней Вселенной есть присущая ей неопределённость на квантовом уровне, небольшие флуктуации энергии, происходящие из-за принципа неопределенности Гейзенберга.
Но во время инфляции эти мелкомасштабные флуктуации энергии должны были растянуться по всей Вселенной на гигантские макроскопические масштабы, протягивающиеся по всей её протяжённости! (А вообще, и ещё дальше, поскольку мы не можем наблюдать ничего, что лежит за пределами наблюдаемой Вселенной).
Но взглянув на флуктуации реликтового излучения на крупнейших масштабах, что в какой-то мере смог сделать проект COBE в 1992 году, мы обнаружили эти флуктуации. А с улучшенными результатами от WMAP мы смогли измерить их величину и увидеть, что они соответствуют предсказаниям инфляции.
3) Вселенная с адиабатическими флуктуациями, то есть с повсеместно одинаковой энтропией. Флуктуации могут быть разные: адиабатические, постоянной кривизны, или же смесью обоих типов. Инфляция предсказывала на 100% адиабатические флуктуации, а это означало наличие вполне определённых параметров реликтового излучения, которые можно было измерить в WMAP, и крупномасштабных структур, измерявшихся в проектах 2dF и SDSS. Если реликтовое излучение и крупномасштабные флуктуации связаны друг с другом, они адиабатические, а если нет – они могут быть постоянной кривизны. Если бы во Вселенной был другой набор флуктуаций, мы бы не знали об этом до 2000 года!
Но этот пункт был настолько принят, как должное, благодаря остальным успехам теории инфляции, что его подтверждение прошло практически незамеченным. Это просто было подтверждение того, что мы уже «знаем», хотя на самом деле оно было таким же революционным, как и все остальные.
4) Вселенная, в которой спектр флуктуаций был немного меньше, чем у масштабно-инвариантной (ns
Горячий Большой взрыв
Насколько горячим был ГБВ в самом горячем состоянии перед тем, как начать охлаждаться, и как он начался?
Наверняка нам это пока неизвестно. ГБВ мог начаться, когда Вселенная стала горячей по окончанию периода инфляции. В таком случае жар ГБВ произошёл от тёмной энергии, питавшей инфляцию, и максимальная температура ГБВ зависит от количества доступной тёмной энергии.
Температура могла быть:
Что произошло далее?
Мы вполне уверены, что нам известны основные вехи и множество деталей произошедшего за последующие 13,7 млрд лет. Вселенная постепенно расширялась (пространство становилось больше), и соответствующим образом охлаждалась и становилась более пустой. По сравнению с таким удивительным событием, как инфляция, последующий период был относительно скучным, хотя по пути встречались довольно важные вехи.
За несколько минут после начала ГБВ:
Примерно сто миллионов лет спустя начали формироваться первые галактики и зажглись первые звёзды. Точные временные рамки пока не установлены измерениями, но это пытаются сделать.
Сейчас мы живём примерно 13,7 млрд лет после начала ГБВ. Заметьте, что я не написал про «возраст Вселенной», или что она началась 13,7 млрд лет назад. Это нам точно неизвестно. Нам известно лишь, что ГБВ начался 13,7 млрд лет назад — но мы не знаем, был ли этот момент близок к началу всей Вселенной.
Инфляция
Насколько безумной была скорость расширения? Участок Вселенной размером с экран вашего компьютера расширился до размеров наблюдаемой сегодня части Вселенной, или даже больше, за время меньшее, чем нужно кварку, чтобы перейти с одной стороны протона до другой. Я даже не буду пытаться заваливать вас числами, отчасти потому, что на самом деле мы не знаем, как долго длилась инфляция, но и ещё потому, что числа обозначают слишком крупные размеры и слишком мелкие промежутки времени, чтобы люди могли их себе представлять. По сути огромный кусок Вселенной был создан из крохотного кусочка почти мгновенно.
Какой была Вселенная во время этого расширения? Пустой. Чрезвычайно пустой. Гораздо, гораздо, гораздо более пустой, чем космос сегодня. Очень холодной. Очень тёмной. Всё, что могло присутствовать в ней до начала инфляции, мгновенно было разорвано и растащено на огромные расстояния. Предупреждение: есть достаточно важный и очень тонкий подвох, касающийся заявлений о пустой/тёмной/холодной Вселенной, и я пока не знаю, как точнее описать его. Было бы точнее сказать, что Вселенная была не просто «чрезвычайно» пустой, она была «максимально» пустой, тёмной и холодной — пустой от всего, кроме квантовых флуктуаций.
Что было до инфляции и как она началась, нам неизвестно. Существует несколько разумных теорий, основанных на науке, но все они будут спекуляциями, пока кто-нибудь не придумает способа проверить их при помощи измерений. Периода «до инфляции» может вообще не существовать — либо потому, что инфляция постоянно идёт где-то во Вселенной, или потому что время не будет иметь смысла, если вернуться достаточно далеко в прошлое, или по какой-то другой причине. Но во многих контекстах это почти не имеет значения, как я буду объяснять при помощи изображений, по пути отвечая на некоторые из часто задаваемых вопросов.
Что послужило причиной безумной скорости инфляции?
Причиной было большое количество того, что часто называют:
Рис. 1: совершенно необоснованная догадка по поводу того, как мог выглядеть один участок Вселенной перед началом инфляции. В сером участке по какой-то неизвестной причине содержится огромное количество тёмной энергии. Внутри серого участка я нарисовал несколько объектов, обозначенных зелёными и красными точками. Что находится вне серого региона, я понятия не имею, но в итоге это и не будет иметь значения.
Откуда взялось это огромное количество тёмной энергии?
Мы не знаем. Есть несколько предположений, некоторые из которых были отвергнуты полученными недавно данными. Мы надеемся узнать больше по этой теме в следующем десятилетии.
Рис. 2: тёмная энергия заставляет серый участок расширяться. Объекты в сером участке (зелёные и красные точки) разносятся в стороны с расширением пространства, содержащего тёмную энергию, которое становится всё более объёмным, при этом не двигаясь за пределы серого участка.
Почему скорость расширения не замедляется, если расширение разрежает тёмную энергию?
Странно и удивительно, что по мере инфляции Вселенной и роста её объёма количество тёмной энергии в пересчёте на единицу объёма остаётся постоянным. Это означает, что инфляция будет идти, и идти, и идти, не замедляясь, пока что-то не заставит тёмную энергию исчезнуть.
Рис. 3: поскольку тёмная энергия, в отличие от обычных материалов, не становится более разреженной по мере расширения пространства, и её плотность остаётся постоянной, серый участок продолжает расширяться. К этому времени все зелёные и красные точки, кроме одной, скрылись из виду. Какой бы ни была температура расширяющегося участка вначале, он становится очень холодным (максимально холодным, насколько это допускают условия).
Зелёные и красные точки удаляются друг от друга с огромной скоростью.
Не означает ли это невероятное расширение, что все вещи отдалялись друг от друга со скоростью, превышающей скорость света, универсальный предел скорости?
Не нарушает ли это теорию относительности Эйнштейна?
Нет, не нарушает. Теория Эйнштейна говорит о том, что если два объекта проходят мимо друг друга в одной точке пространства, то для наблюдателя, движущегося вместе с одним из них, измеряемая скорость другого объекта никогда не будет превышать скорость света. Но два объекта в двух разных местах могут удаляться друг от друга быстрее скорости света, если расширяется само пространство. Именно это и происходит в расширяющейся Вселенной.
Рис. 4: суть эпохи инфляции. К этому моменту инфляция разнесла все объекты, существовавшие в сером участке на рис. 1 (красные и зелёные точки) на чрезвычайно большие расстояния друг от друга. Серый участок расширился до непостижимо огромного размера, стал ужасно пустым и холодным. А расширение может продолжаться и продолжаться в несколько этапов. Первоначальные догадки, показанные на рис. 1 и рис. 2, уже совершенно не связаны со свойствами этого участка Вселенной; если бы мы начали сильно отличной догадки на рис. 1 и 2, мы всё равно бы получили тот же самый рис. 4.
Да, так и есть. Ну, почти так. Она настолько холодная, насколько это возможно; однако наличие квантовых флуктуаций привносит свои особенности. Вселенная стала горячей после инфляции (об этом чуть дальше). Была ли она горячей в какой-то момент до инфляции, вопрос чисто умозрительный; никаких свидетельств «за» или «против» всё равно нет. Но во время инфляции температура упала до небольшой доли градуса выше абсолютного нуля.
Рис. 5: расширение испытывающего инфляцию участка замедляется. То, что со времнем станет наблюдаемой частью нашей Вселенной, уже достаточно крупное, чтобы его нарисовать — оно обозначено красным пунктиром.
Почему инфляция остановилась?
Мы не знаем. Есть, конечно, несколько научных предположений, с уравнениями, предсказаниями и способами их проверки — по крайней мере, частичной. Возможно, скоро мы узнаем об этом больше благодаря продолжающемуся изучению космоса.
Что случилось, когда инфляция остановилась?
Наилучшая из догадок (и наши уравнения говорят о том, что это возможно, но не сообщают деталей) — вся тёмная энергия превратилась в частицы, включая и те, из которых мы состоим, и во множество других типов известных нам частиц, и, возможно, в кучу частиц, о которых нам ничего не известно. И когда это произошло, Вселенная стала очень горячей и плотной — и продолжает расширяться, хотя и гораздо медленнее.
Рис. 6: по окончанию инфляции тёмная энергия, заполнявшая ранее расширявшийся участок, превращается в энергию движения и энергию массы частиц, появляющихся в огромных количествах, что делает Вселенную очень горячей. Чем больше тёмной энергии в единице объёма было во время инфляции, тем горячее Вселенная может стать после того, как разогреется. Крупный участок, распространяющийся гораздо дальше, чем показано, включающий то, что станет нашей наблюдаемой частью Вселенной, заполняется почти однородным горячим плотным супом из частиц. С этого момента Вселенная расширяется дальше, но гораздо медленнее, чем во время инфляции, и постепенно остывает.
Поскольку терминология пока не устоялась, вы можете сами решать, что именно называть термином «Большой взрыв». Важно лишь знать, что у вас есть несколько возможностей, и что разные учёные и разные сайты могут иметь в виду разные понятия, обозначаемые как «Большой взрыв».
СОДЕРЖАНИЕ
Обзор
Теория
Пространство расширяется
В приближении, что расширение является точно экспоненциальным, горизонт статичен и остается на фиксированном физическом расстоянии от него. Этот фрагмент раздувающейся вселенной можно описать следующей метрикой :
Инфляция, как правило, не является точно экспоненциальным расширением, а скорее квази- или почти экспоненциальным. В такой Вселенной горизонт будет медленно расти со временем, так как плотность энергии вакуума постепенно уменьшается.
Остается немного неоднородностей
Теорема «без волос» работает в основном потому, что космологический горизонт не отличается от горизонта черной дыры, за исключением философских разногласий по поводу того, что находится по ту сторону. Интерпретация теоремы об отсутствии волос состоит в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) во время инфляции расширяется во много раз. В расширяющейся Вселенной плотности энергии обычно падают или растворяются по мере увеличения объема Вселенной. Например, плотность обычного «холодного» вещества (пыли) уменьшается обратно пропорционально объему: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии уменьшается в восемь раз; плотность энергии излучения уменьшается еще быстрее по мере расширения Вселенной, поскольку длина волны каждого фотона растягивается ( смещается в красную область ) в дополнение к фотонам, рассеиваемым расширением. При удвоении линейных размеров плотность энергии излучения падает в шестнадцать раз (см. Решение уравнения непрерывности плотности энергии для ультрарелятивистской жидкости ). Во время инфляции плотность энергии в поле инфлатона примерно постоянна. Однако плотность энергии во всем остальном, включая неоднородности, кривизну, анизотропию, экзотические частицы и частицы стандартной модели, падает, и из-за достаточной инфляции все это становится незначительным. Это оставляет Вселенную плоской и симметричной и (за исключением однородного поля инфлатона) в основном пустой, в момент окончания инфляции и начала повторного нагрева.
Продолжительность
Разогрев
Мотивации
Проблема горизонта
Проблема плоскостности
Следовательно, независимо от формы Вселенной, вклад пространственной кривизны в расширение Вселенной не может быть намного больше, чем вклад материи. Но по мере того, как Вселенная расширяется, кривизна смещается в красный цвет медленнее, чем материя и излучение. Экстраполированный в прошлое, это представляет собой проблему тонкой настройки, поскольку вклад кривизны во Вселенную должен быть экспоненциально малым (например, на шестнадцать порядков меньше плотности излучения при нуклеосинтезе Большого взрыва ). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые показали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов.
Проблема магнитного монополя
История
Прекурсоры
Ложный вакуум
Старобинская инфляция
что соответствует потенциалу
Проблема монополя
В 1978 году Зельдович обратил внимание на проблему монополя, которая была однозначной количественной версией проблемы горизонта, на этот раз в области физики элементарных частиц, что привело к нескольким умозрительным попыткам ее решения. В 1980 году Алан Гут осознал, что распад ложного вакуума в ранней Вселенной решит проблему, что привело его к предложению инфляции, вызванной скаляром. Сценарии Старобинского и Гута предсказывали начальную фазу де Ситтера, отличаясь только механистическими деталями.
Ранние инфляционные модели
Гут предложил инфляцию в январе 1981 года, чтобы объяснить отсутствие магнитных монополей; именно Гут ввел термин «инфляция». В то же время Старобинский утверждал, что квантовые поправки к гравитации заменят первоначальную сингулярность Вселенной экспоненциально расширяющейся фазой де Ситтера. В октябре 1980 года Демосфен Казанас предположил, что экспоненциальное расширение может устранить горизонт частиц и, возможно, решить проблему горизонта, в то время как Сато предположил, что экспоненциальное расширение может устранить доменные стенки (еще один вид экзотического реликта). В 1981 году Эйнхорн и Сато опубликовали модель, аналогичную модели Гута, и показали, что она решит загадку изобилия магнитных монополей в Теориях Великого Объединения. Как и Гут, они пришли к выводу, что такая модель не только требует точной настройки космологической постоянной, но также, вероятно, приведет к слишком гранулированной Вселенной, то есть к большим изменениям плотности в результате столкновений со стенками пузырьков.
Медленное надувание
Проблема столкновения пузырей была решена Линде и независимо Андреасом Альбрехтом и Полом Стейнхардтом в модели, названной новой инфляцией или медленно вращающейся инфляцией (модель Гута затем стала известна как старая инфляция ). В этой модели вместо туннелирования из состояния ложного вакуума инфляция происходила скалярным полем, скатывающимся с холма потенциальной энергии. Когда поле катится очень медленно по сравнению с расширением Вселенной, происходит инфляция. Однако, когда холм становится более крутым, надувание прекращается и может произойти повторный нагрев.
Эффекты асимметрии
Наблюдательный статус
Были предложены различные теории инфляции, которые делают совершенно разные прогнозы, но, как правило, они имеют гораздо более точную настройку, чем должно быть. Однако как физическая модель инфляция наиболее ценна тем, что она надежно предсказывает начальные условия Вселенной, основываясь только на двух регулируемых параметрах: спектральном индексе (который может изменяться только в небольшом диапазоне) и амплитуде возмущений. За исключением надуманных моделей, это верно независимо от того, как инфляция реализуется в физике элементарных частиц.
Теоретический статус
Верна ли теория космологической инфляции, и если да, то каковы детали этой эпохи? Что такое гипотетическое поле инфлатона, вызывающее инфляцию?
Проблема тонкой настройки
Вечная инфляция
Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно, по крайней мере, в некоторых регионах Вселенной. Это происходит потому, что области надувания очень быстро расширяются, воспроизводя себя. Если скорость распада до состояния без надувания не будет достаточно высокой, новые надувающиеся области образуются быстрее, чем не надувающиеся области. В таких моделях большая часть объема Вселенной постоянно расширяется в любой момент времени.
Все модели вечной инфляции создают бесконечную гипотетическую мультивселенную, обычно фрактальную. Теория мультивселенной вызвала серьезные разногласия в научном сообществе по поводу жизнеспособности инфляционной модели.
Хотя классическая инфляция снижает потенциал, квантовые флуктуации иногда могут поднять его до прежних уровней. Эти области, в которых инфлатон колеблется вверх, расширяются намного быстрее, чем области, в которых инфлатон имеет более низкую потенциальную энергию, и имеют тенденцию доминировать с точки зрения физического объема. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом вечна. Есть хорошо известные теоремы о том, что это устойчивое состояние не может продолжаться вечно в прошлом. Инфляционное пространство-время, подобное пространству де Ситтера, неполно без сужающейся области. Однако, в отличие от пространства де Ситтера, флуктуации в сжимающемся инфляционном пространстве схлопываются, образуя гравитационную сингулярность, точку, в которой плотности становятся бесконечными. Следовательно, необходима теория начальных условий Вселенной.
Некоторые физики считают, что этот парадокс можно разрешить, если взвесить наблюдателей по их прединфляционному объему. Другие считают, что парадоксу нельзя разрешить и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который первым представил модель вечной инфляции, позже стал одним из самых ярых ее критиков по этой причине.
Первоначальные условия
Некоторые физики пытались избежать проблемы начальных условий, предлагая модели вечно надувающейся Вселенной без происхождения. Эти модели предполагают, что, хотя Вселенная в самых больших масштабах расширяется экспоненциально, она была, есть и всегда будет пространственно бесконечной и существовала и будет существовать вечно.
Другие предложения пытаются описать создание Вселенной ex nihilo на основе квантовой космологии и последующей инфляции. Виленкин выдвинул один из таких сценариев. Хартл и Хокинг предложили безграничное предложение о первоначальном создании Вселенной, в которой инфляция возникает естественным образом.
Позднее Хокинг и Пейдж обнаружили неоднозначные результаты, когда попытались вычислить вероятность инфляции в начальном состоянии Хартла-Хокинга. Другие авторы утверждали, что, поскольку инфляция вечна, вероятность не имеет значения, пока она не равна точно нулю: как только она начинается, инфляция увековечивает себя и быстро доминирует во Вселенной. Однако Альбрехт и Лоренцо Сорбо утверждали, что вероятность того, что инфляционный космос, в соответствии с сегодняшними наблюдениями, возникнет в результате случайных колебаний из некоторого ранее существовавшего состояния, намного выше, чем вероятность неинфляционного космоса. Это потому, что «начальное» количество негравитационной энергии, необходимое для инфляционного космоса, намного меньше, чем для неинфляционной альтернативы, которая перевешивает любые энтропийные соображения.
Гибридная инфляция
При гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (таким образом, определяя скорость расширения), а другое отвечает за медленное вращение (таким образом определяя период инфляции и ее прекращение). Таким образом, колебания первого инфлатона не повлияют на прекращение инфляции, а колебания второго не повлияют на скорость расширения. Следовательно, гибридная инфляция не вечна. Когда второй (медленно вращающийся) инфлатон достигает дна своего потенциала, он меняет положение минимума потенциала первого инфлатона, что приводит к быстрому скатыванию инфлатона вниз по его потенциалу, что приводит к прекращению инфляции.
Отношение к темной энергии
Темная энергия во многом похожа на инфляцию и считается причиной ускорения расширения современной Вселенной. Однако энергетический масштаб темной энергии намного ниже, 10 −12 ГэВ, что примерно на 27 порядков меньше, чем масштаб инфляции.
Инфляция и струнная космология
Инфляция и петлевая квантовая гравитация
Альтернативы и дополнения
Были выдвинуты другие модели, которые, как утверждается, объясняют некоторые или все наблюдения, связанные с инфляцией.
Большой отскок
Экпиротические и циклические модели
Космология струнного газа
Различный c
Критика
С момента ее введения Аланом Гутом в 1980 году инфляционная парадигма получила широкое признание. Тем не менее, многие физики, математики и философы науки высказывали критику, заявляя о непроверяемых предсказаниях и отсутствии серьезной эмпирической поддержки. В 1999 году Джон Эрман и Хесус Мостерин опубликовали тщательный критический обзор инфляционной космологии, в котором заключили: «Мы не думаем, что пока есть веские основания для включения какой-либо из моделей инфляции в стандартное ядро космологии».
Как отмечал Роджер Пенроуз с 1986 года, для того, чтобы работать, инфляция требует чрезвычайно конкретных начальных условий, так что проблема (или псевдопроблема) начальных условий не может быть решена: «Есть что-то фундаментально неверное представление о пытаясь объяснить однородность ранней Вселенной как результат процесса термализации. [. ] Ибо, если термализация на самом деле что-то делает [. ] тогда она представляет собой определенное увеличение энтропии. Таким образом, Вселенная будет были даже более особенными до термализации, чем после «. Проблема конкретных или «точно настроенных» начальных условий не была бы решена; стало бы хуже. На конференции в 2015 году Пенроуз сказал, что «инфляцию нельзя опровергнуть, она сфальсифицирована. [. ] BICEP оказал замечательную услугу, вытащив всех инфляционистов из своей скорлупы и поставив им синяк под глазом».