Меню

Что такое надутая вселенная

РАЗДУВАЮЩАЯСЯ ВСЕЛЁННАЯ

(инфляционная Вселенная) — название теории начальной стадии развития Вселенной, предложенной в нач. 80-х гг. 20 в. с целью исправить ряд недостатков стандартного варианта горячей Вселенной теории (см. также Космология).

Согласно теории горячей Вселенной, пространственно-временные свойства Вселенной с большой степенью точности описываются одной из трёх моделей Фридмана — открытой, замкнутой или плоской. Bо всех случаях Вселенная должна была родиться в сингулярном состоянии с бесконечно большими плотностью и темп-рой в нек-рый нач. момент времени t = 0 (модель Большого Взрыва). При последующем расширении темп-pa Вселенной должна была падать и постепенно достигнуть совр. значения Т! 2,7 К (темп-ры микроволнового фонового излучения). В дальнейшем замкнутая Вселенная должна была бы снова сжаться до состояния с бесконечной плотностью и темп-рой, а открытая или плоская Вселенная — неограниченно расширяться, продолжая постепенно остывать.

Обладая рядом несомненных достоинств, теория горячей Вселенной в нек-рых отношениях оставалась не вполне удовлетворительной. К нач. 1980-х гг. выяснилось, что в рамках этой теории большинство создаваемых единых теорий элементарных частиц приводит к космологич. следствиям, несовместимым с данными наблюдений. Так, напр., согласно единым теориям слабых, сильных и эл.-магн. взаимодействий (см. Великое объединение), в горячей Вселенной на самых ранних стадиях её существования должно было рождаться много сверхтяжёлых частиц — магнитных монополей. Плотность вещества, обусловленная этими частицами, к настоящему моменту должна была бы на 15 порядков превосходить наблюдаемую плотность вещества во Вселенной r 0

10 -29 г/см 3 . Теория горячей Вселенной не даёт ответов на вопросы: что было до Большого Взрыва; почему риманова геометрия, описывающая свойства пространства нашей Вселенной, с такой огромной степенью точности близка к евклидовой геометрии плоского мира; почему наблюдаемая часть Вселенной в ср. является однородной; откуда в этом однородном мире взялись нач. неоднородности, необходимые для образования галактик; почему разные части Вселенной, сформировавшиеся независимо друг от друга, в настоящее время выглядят практически одинаково; почему все части бесконечной плоской или открытой Вселенной должны были начать своё расширение одновременно. Если же Вселенная замкнута, то было непонятно, как она могла прожить

10 10 лет, несмотря на то, что типичное время жизни замкнутой горячей Вселенной не должно было бы сильно превосходить т. н. планковское время с (рис. 1).

10 19 ГэВ — планковская масса, М Р = , где Gгравитационная постоянная[все величины приведены в системе единиц (принятой в теории элементарных частиц), в к-рой скорость света с и постоянная Планка ђ положены равными единице].

Ныне приобрели особую популярность КалуцыКлейна теория и теория суперструн, согласно к-рым пространство-время Вселенной изначально имело размерность d> 4, но в нек-рых направлениях пространство как бы сжалось (скомпактифицировалось) в тонкую трубочку толщиной см. Поэтому макроскопич. тела не могут двигаться в этих направлениях и пространство-время представляется четырёхмерным. От того, сколько измерений скомпактифицировалось и как именно произошла компактификация, зависят и эфф. размерность пространства Вселенной, и свойства элементарных частиц в нём. Пока не выяснено, почему скомпактифицировались именно d-4 измерения (пространство-время оказалось четырёхмерным) и почему после компактификации (и последующих процессов нарушения симметрии) физ. взаимодействия разделились на слабые, сильные и эл.-магнитные.

Читайте также:  Теория тепловой смерти вселенной кратко

Осн. часть этих проблем можно решить (или обойти) в рамках теории Р. В. Общая черта разл. вариантов теории Р. В.- это наличие стадии экспоненциального (или квазиэкспоненциального) расширения Вселенной, находившейся в вакуумоподобном состоянии с большой плотностью энергии. Эту стадию наз. стадией раздувания или инфляции. После раздувания вакуумоподобное состояние распадается, рождающиеся при этом частицы взаимодействуют друг с другом, устанавливается термодинамич. равновесие и последующая эволюция происходит согласно теории горячей Вселенной (рис. 1).

Рис. 1. Изменение размера горячей Вселенной (её масштабного фактора Л) для трёх моделей Фридмана — открытой (О), плоской (П) и замкнутой (3) (тонкие линии). Жирными линиями изображены возможные пути эволюции раздувающейся области Вселенной. Из-за квантовогравитационных флуктуации Классическое описание расширения Вселенной возможно не ранее чем через 10 -43 с от момента Большого Взрыва (или от момента начала раздувания в данной области), t =0. За время раздувания (

10 — 35 с) раздувающаяся область Вселенной увеличивается в раз.

В простейшем варианте теории Р. В. в изначальном вакуумоподобном состоянии находится пространство, заполненное достаточно однородным медленно меняющимся скалярным полемf. Поля такого типа часто фигурируют в единых теориях элементарных частиц (т. н. Хиггса поля). Свойства полей Хиггса во многом схожи со свойствами бозе-конденсата куперовских пар в теории сверхпроводимости (см. БазеЭйнштейна конденсация). Однако в отличие от обычного бозе-конденсата, однородное скалярное поле f, рассматриваемое в совр. теориях элементарных частиц, выглядит одинаково как для движущегося, так и для покоящегося наблюдателя. В этом смысле однородное скалярное иоле отличается от любой другой материальной среды, с к-рой можно было бы связать выделенную систему отсчёта (систему покоя среды). С точки зрения возможных проявлений, постоянное скалярное поле f ведёт себя как несколько изменённое вакуумное состояние. Осн. ф-ция полей такого рода в единых теориях элементарных частиц состоит в том, что, по-разному взаимодействуя с разными частицами, поле f меняет их массу и константы связи и тем самым нарушает симметрию между разными типами взаимодействий. Значение таких полей для космологии связано, в первую очередь, с тем, что пост. поле f может иметь большую плотность энергии V(f), от величины к-рой зависит скорость расширения Вселенной.

В широком классе теорий, включающем теорию мае-сивного скалярного поля V(f) = (m 2 /2)f 2 , расширение Вселенной тормозит процесс изменения поля f. При больших значениях V(f)расширение идёт быстро, а величина поля f меняется очень медленно. Поэтому плотность энергии V(f) в течение большого времени остаётся почти постоянной, т. е., в отличие от плотности обычного вещества, она почти не убывает при расширении Вселенной (плотность энергии вакуума не меняется при расширении). Это в конечном счёте и приводит к экспоненциально быстрому росту (раздуванию) областей Вселенной, заполненных большим полем рис. 2): масштабный фактор R(t)

ехр(Ht), где Причина того, что расширение Вселенной не приводит к убыванию энергии постоянного скалярного поля, состоит в том, что его тензор энергии-импульса пропорционален метрич. тензору, (см. Тяготение). Это соответствует особому ур-нию состояния, связывающему r и r — плотность энергии поля f и давление: r = -p = V(f). При расширении Вселенной плотность энергии должна была бы уменьшаться, dp = -rdV, где dV— увеличение элемента объёма, но это уменьшение компенсируется за счёт того, что расширяющийся элемент объёма совершает при этом от-рицательную работу pdV =-rdV. Именно отрицат. значение давления в состоянии с пост. полем f лежит в основе возможности расширения Вселенной с пост. положит. относит. ускорением

Читайте также:  Видим ли мы всю вселенную

После того как поле f становится достаточно малым (f М P ), скорость расширения и соответствующая тормозящая сила, действующая на поле f, уменьшаются. Поле начинает быстро колебаться вблизи минимума значения своей потенц. энергии V(f). При этом поле f рождает пары элементарных частиц, отдавая им свою энергию и тем самым разогревая Вселенную.

Рис. 2. Эволюция скалярного поля f в простейшей теории поля с массой т и плотностью потенциальной энергии

В области где классическое описание пространства в простейших теориях невозможно. При поле f эволюционирует относительно медленно, а Вселенная расширяется квазиэкспоненциально. При амплитуда поля f сильно флуктуирует, что ведёт к нескончаемому рождению новых и новых раздувающихся областей Вселенной. При флуктуации поля f имеют относительно небольшую амплитуду, они приводят к рождению неоднородностей плотности, нужных для образования галактик. При fМ Р/5 поле начинает быстро осциллировать вблизи точки f = 0, рождаются пары частиц, и энергия колеблющегося поля переходит в тепловую энергию родившихся частиц.

В типичных моделях стадия раздувания продолжается очень недолго,

10 -35 с. Однако за это время раздувающаяся Вселенная успевает увеличить свой размер в раз(точные цифры зависят от выбора конкретной теории элементарных частиц и механизма, обеспечивающего раздувание). После столь сильного расширения геометрия пространства внутри раздувающейся области Вселенной становится практически неотличимой от евклидовой геометрии плоского мира, подобно тому как геом. свойства поверхности воздушного шара по мере его раздувания всё меньше и меньше отличаются от свойств плоскости. Раздувание Вселенной приводит к тому, что монополи и др. неоднородности оказываются преим. за пределами её наблюдаемой в совр. эпоху части размером l

10 28 см. Это одновременно решает проблемы однородности наблюдаемой Вселенной и малочисленности в ней монополей. Поскольку вся наблюдаемая часть Вселенной образовалась за счёт раздувания одной области ничтожно малого размера, нет ничего удивительного в том, что свойства различных удалённых друг от друга областей видимого нами мира оказываются в ср. одинаковыми.

Во время раздувания (инфляции) квантовые флуктуации скалярного поля f, неизбежно присутствующие в вакууме, приобретают всё большую и большую длину волны, растягиваясь вместе с расширением Вселенной. Когда длина волны данной флуктуации df начинает превосходить величину H -1 , поле df перестаёт флуктуировать, его амплитуда «замерзает», а длина волны продолжает экспоненциально расти. Это приводит к непрерывному процессу генерации неоднородностей поля f с большой длиной волны (lH -1 ), а они в свою очередь порождают неоднородности плотности, нужные для последующего образования галактик (см. Первичные флуктуации в ранней Вселенной).

Читайте также:  Мера длины во вселенной 6 букв

Флуктуации поля f играют и ещё одну, более фундам. роль. Если поле f достаточно велико рис. 2), то его уменьшение за счёт медленного скатывания к минимуму V(f) оказывается несущественным по сравнению с флуктуативным изменением поля f. В результате этого процесса в нек-рой части нач. объёма поле f не уменьшается, а увеличивается. В то же время Вселенная продолжает быстро расширяться, так что полный объём, занятый увеличивающимся полем f, не уменьшается, а экспоненциально растёт, причём тем скорее, чем больше поле f. T. о., любая область Р. В., содержащая достаточно большое (и достаточно однородное) поле f, постоянно порождает новые и новые раздувающиеся области с большим полем f, и этот процесс продолжается бесконечно. В рамках этих представлений эволюция всей Вселенной в целом не имеет конца и может не иметь единого сингулярного начала, до к-рого пространство и время вообще не существовали (рис. 3).

Рис. 3. Возможная глобальная структура раздувающейся Вселенной. Одна раздувающаяся область порождает много новых областей, в которых свойства пространства-времени и законы взаимодействий элементарных частиц друг с другом могут быть различны.

В реалпстич. теориях элементарных частиц, кроме поля f, обеспечивающего раздувание, существует большое кол-во др. типов скалярных полей Ф, а их потенц. энергия V(Ф)зачастую имеет много локальных минимумов. Флуктуации, генерирующиеся во время раздувания, приводят к рождению разл. экспоненциально больших областей, заполненных разными полями Ф, соответствующими всем возможным минимумам энергии V(F). Квантовые флуктуации в областях с очень большими значениями поля f [при V(f).

рис. 2] могут приводить к формированию раздуваю » щихся областей Вселенной с др. типами компактифи-нации. В результате Вселенная разбивается на много экспоненциально больших областей (рис. 3), внутри к-рых размерность пространства-времени, тип компакти-фикации и свойства элементарных частиц могут быть различными (т. н. доменная структура Вселенной). Мы живём в 4-мерном пространстве-времени, в к-ром существуют известные нам типы взаимодействий, но не исключено, что это происходит не потому, что только так и может быть устроен мир. Возможно, что в разных частях Вселенной могут реализоваться все мыслимые состояния, но жизнь известного нам типа возникает только в 4-мерном пространстве-времени с вполне определ. типами взаимодействий между элементарными частицами. Области Вселенной с иными свойствами, согласно теории Р. В., находятся от нас на расстоянии, на много порядков превышающем размеры наблюдаемой части Вселенной.

Т. о., теория Р. В. приводит к пересмотру существовавших ранее представлений о самых ранних стадиях эволюции наблюдаемой части Вселенной, о структуре Вселенной в целом и о нашем месте в мире. Стадня раздувания представляется сейчас необходимым элементом космология, эволюции. Вместе с тем вполне возможно, что окончат. вариант теории Р. В. в определ. чертах будет отличаться от простейших моделей, обсуждаемых ныне.

Лит.: Линде А. Д., Физика элементарных частиц и инфляционная космология, М., 1990. А. Д. Линде.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия . Главный редактор А. М. Прохоров . 1988 .

Источник