Инфляционная модель Вселенной
Инфляционная модель Вселенной – научная космологическая теория о законе и состоянии расширения Вселенной на раннем этапе Большого взрыва. В отличие от стандартной модели горячей Вселенной, данная теория предполагает ускоренный период расширения Вселенной на раннем этапе при температуре выше 1028 Кельвинов.
Общие сведения
Инфляционная модель Вселенной была разработана относительно недавно. Еще в 30-х годах 20 века ученые знали, что наша Вселенная непрестанно расширяется. Важную роль в этом сыграло открытие закона Хаббла , который указывал на данный факт. Ученые поняли, что процессу расширения Вселенной предшествовало свое начало. По этой причине они решили, применяя физико-математические законы, теоретически воссоздать процесс формирования Вселенной и понять, что именно послужило толчком к ее расширению.
Создавая теорию формирования Вселенной, ученые столкнулись с рядом вопросом, например: почему во Вселенной так мало антивещества, если оно должно состоять с веществом в примерно равных пропорциях; как получилось, что температура всех областей Вселенной примерно одинакова, если отдельные ее части никак не могли контактировать друг с другом; почему Вселенная обладает именно такой массой и энергией, которая способна замедлить хаббловское расширение и многое другое. Занимаясь поиском ответов на эти вопросы, ученые вывели стандартную модель горячей Вселенной, которая гласит, что в самом начале своего зарождения Вселенная была очень плотной и горячей, и в ней существовало единое поле взаимодействия между всеми частицами. Впоследствии, когда Вселенная расширилась и остыла, это поле распалось на электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействие, которое позволили частицам, из которых состояла первобытная Вселенная, объединяться в атомы и другие сложные структуры.
В 1981 году американский ученый Алан Гут понял, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, а также фазовый переход первобытного вещества Вселенной из одного состояния в другое произошел примерно через 10–35 секунды после рождения Вселенной. Этот период можно условно назвать «первоначальной кристаллизацией Вселенной» или «экстренным расширением Вселенной». В чем-то этот процесс напоминает процедуру замерзания воды и превращения ее в лед. Всем известно, что вода при замерзании расширяется. Алану Гут предположил, что на самом начальном этапе формирования Вселенной произошло ее скачкообразное расширение, благодаря которому Вселенная за крохотные доли секунды расширилась в 50 раз. Свою теорию ученый назвал инфляционной моделью Вселенной (инфляция от англ. Inflate – раздувать, накачивать). При помощи этой модели можно объяснить, почему Вселенная обладает такой массой и энергией, которая позволяет замедлить хаббловское расширение, а также, почему температура всех областей нашей Вселенной примерно одинакова.
Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной
Хаббловское расстояние совпадает с размерами наблюдаемой нами Вселенной. Это говорит нам о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений.
В планковскую эпоху Большого взрыва (самая ранняя стадия развития Вселенной) в наблюдаемой Вселенной состояло около 1090 областей, взаимодействие и причинная связь между которыми отсутствовала. Схожесть начальных условий в таком огромном количестве областей считалась маловероятной. Даже в более поздние периоды Большого взрыва проблема схожести начальных условий в несвязанных причинно областях остается.
Например, в эпоху рекомбинации приходящие к нам с близких направлений фотоны реликтового излучения должны были содействовать с областями первичной плазмы, между которыми за все время их существования не успела установиться причинная связь. Другими словами, можно было рассчитывать на значительную анизотропность реликтового излучения, но наблюдения показывают, что оно изотропно, причем в достаточно высокой степени.
Проблема плоской Вселенной
Согласно последним научным данным плоскость Вселенной весьма близка к критической плоскости, при которой кривизна пространства равна нулю. Согласно научной гипотезе, отклонение плотности Вселенной от критической плотности должно увеличиваться в процессе течения времени. Для объяснения пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели , необходимо принять отклонение ее плотности в планковскую эпоху.
Говоря максимально простым языком, стандартная модель горячей Вселенной не способна объяснить плоскость Вселенной, в то время, как инфляционная модель Вселенной позволяет это сделать. Ее постулаты гласят, что неважно насколько сильно было искривлено пространство нашей Вселенной в миг ее инфляционного расширения – по окончанию этого расширения ее пространство оказалось почти полностью прямым. Кривизна пространства, согласно общей теории относительности, зависит от количества энергии и материи, которые в нем находятся. По этой причине в нашей Вселенной находится достаточно материи, чтобы уравновесить хаббловское расширение.
Источник
Инфляционная стадия расширения Вселенной
Сразу после зарождения Вселенная расширялась невероятно быстро.
С 30-х годов XX века астрофизики уже знали, что, согласно закону Хаббла, Вселенная расширяется, а значит, она имела свое начало в определенный момент в прошлом. Задача астрофизиков, таким образом, внешне выглядела простой: отследить все стадии хаббловского расширения в обратной хронологии, применяя на каждой стадии соответствующие физические законы, и, пройдя этот путь до конца — точнее, до самого начала, — понять, как именно всё происходило.
В конце 1970-х годов, однако, оставались нерешенными несколько фундаментальных проблем, связанных с ранней Вселенной, а именно:
- Проблема антивещества. Согласно законам физики, вещество и антивещество имеют равное право на существование во Вселенной (см.Античастицы), однако Вселенная практически полностью состоит из вещества. Почему так произошло?
- Проблема горизонта. По фоновому космическому излучению (см.Большой взрыв) мы можем определить, что температура Вселенной везде примерно одинакова, однако отдельные ее части (скопления галактик) не могли находиться в контакте (как принято говорить, они были за пределами горизонта друг друга). Как же получилось, что между ними установилось тепловое равновесие?
- Проблема распрямления пространства. Вселенная, судя по всему, обладает именно той массой и энергией, которые необходимы для того, чтобы замедлить и остановить хаббловское расширение. Почему из всех возможных масс Вселенная имеет именно такую?
Ключом к решению этих проблем послужила идея, что сразу после своего рождения Вселенная была очень плотной и очень горячей. Всё вещество в ней представляло собой раскаленную массу кварков и лептонов (см. Стандартная модель), у которых не было никакой возможности объединиться в атомы. Действующим в современной Вселенной различным силам (таким, как электромагнитные и гравитационные силы) тогда соответствовало единое поле силового взаимодействия (см. Универсальные теории). Но когда Вселенная расширилась и остыла, гипотетическое единое поле распалось на несколько сил (см. Ранняя Вселенная).
В 1981 году американский физик Алан Гут осознал, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, случившееся примерно через 10 –35 секунды после рождения Вселенной (только задумайтесь — это 34 нуля и единица после запятой!), стало поворотным моментом в ее развитии. Произошел фазовый переход вещества из одного состояния в другое в масштабах Вселенной — явление, подобное превращению воды в лед. И как при замерзании воды ее беспорядочно движущиеся молекулы вдруг «схватываются» и образуют строгую кристаллическую структуру, так под влиянием выделившихся сильных взаимодействий произошла мгновенная перестройка, своеобразная «кристаллизация» вещества во Вселенной.
Кто видел, как лопаются водопроводные трубы или трубки автомобильного радиатора на сильном морозе, стоит только воде в них превратиться в лед, тот на собственном опыте знает, что вода при замерзании расширяется. Алану Гуту удалось показать, что при разделении сильных и слабых взаимодействий во Вселенной произошло нечто подобное — скачкообразное расширение. Это расширение, которое называется инфляционным, во много раз быстрее обычного хаббловского расширения. Примерно за 10 –32 секунды Вселенная расширилась на 50 порядков — была меньше протона, а стала размером с грейпфрут (для сравнения: вода при замерзании расширяется всего на 10%). И это стремительное инфляционное расширение Вселенной снимает две из трех вышеназванных проблем, непосредственно объясняя их.
Решение проблемы распрямления пространства нагляднее всего демонстрирует следующий пример: представьте координатную сетку, нарисованную на тонкой эластичной карте, которую затем смяли как попало. Если теперь взять и сильно встряхнуть эту смятую в комок эластичную карту, она снова примет плоский вид, а координатные линии на ней восстановятся, независимо от того, насколько сильно мы деформировали ее, когда скомкали. Аналогичным образом, не важно, насколько искривленным было пространство Вселенной на момент начала ее инфляционного расширения, главное — по завершении этого расширения пространство оказалось полностью распрямленным. А поскольку из теории относительности мы знаем, что кривизна пространства зависит от количества материи и энергии в нем, становится понятно, почему во Вселенной находится ровно столько материи, сколько необходимо, чтобы уравновесить хаббловское расширение.
Объясняет инфляционная модель и проблему горизонта, хотя не так прямо. Из теории излучения черного тела мы знаем, что излучение, испускаемое телом, зависит от его температуры. Таким образом, по спектрам излучения удаленных участков Вселенной мы можем определить их температуру. Такие измерения дали ошеломляющие результаты: оказалось, что в любой наблюдаемой точке Вселенной температура (с погрешностью измерения до четырех знаков после запятой) одна и та же. Если исходить из модели обычного хаббловского расширения, то вещество сразу же после Большого взрыва должно было разлететься слишком далеко, чтобы температуры могли уравняться. Согласно же инфляционной модели, вещество Вселенной до момента t = 10 –35 секунды оставалось гораздо более компактным, чем при хаббловском расширении. Этого чрезвычайно краткого периода было вполне достаточно, чтобы установилось термическое равновесие, которое не было нарушено на стадии инфляционного расширения и сохранилось до сих пор.
Инфляционная гипотеза не снимает проблемы антивещества, но эту проблему можно объяснить, обратившись к другим процессам, происходившим в то же время. Обнаруживаются интересные вещи: при бурном образовании элементарных частиц в ранней Вселенной примерно на 100 000 001 обычных частиц пришлось 100 000 000 античастиц. В следующую долю секунды частицы и античастицы, объединившись в пары, аннигилировали друг друга с гигантским выбросом энергии — масса превратилась в излучение. После такой «прополки» во Вселенной остался лишь жалкий клочок обычной материи. Вот из этого «космического мусора» и состоит вся известная нам сегодня Вселенная.
Источник
Инфляционная модель
Вы будете перенаправлены на Автор24
Краткие сведения об инфляционной модели Вселенной
Инфляционная модель Вселенной появилась относительно недавно. Открытие закона Хаббла указывало на факт, что Вселенная находится в состоянии постоянного расширения. Однако, ученым было ясно, что этому процессу расширения Вселенной предшествовало какое-то событие, ставшее началом. Поэтому ученые предприняли попытку воспроизведения процесса формирования Вселенной с применением физико-математических законов для того. В процессе разработки теории формирования Вселенной возник ряд вопросов:
- как объяснить, что во Вселенной так мало антивещества, которое должно состоять в равной пропорции с веществом
- почему температура всех областей Вселенной одинакова
- почему Вселенной характерно наличие именно такой массы и энергии, которая обладает способностью замедления хаббловского расширения.
Готовые работы на аналогичную тему
Рисунок 1. Инфляционная модель Вселенной. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
В процессе поиска ответов на возникшие вопросы учены создали стандартную модель горячей Вселенной, согласно которой Вселенная в самом начале своего возникновения являлась очень горячей и плотной, и в ней находилось единое поле взаимодействия всех частиц. Позже, когда Вселенная расширилась, и ее температура снизилась, существовавшее поле распалось на фундаментальные взаимодействия – электромагнитное, гравитационное, сильное, слабое. Это позволило частицам, составляющим первобытную Вселенную, объединяться в более сложные структуры, такие, как атомы.
В 1981 году А. Гут определил, что выделение сильных взаимодействий из общего поля и процесс фазового перехода первоначального вещества Вселенной из одного состояния в другое случился приблизительно спустя 10–35 секунд после зарождения Вселенной.
Данный период получил название «первоначальной кристаллизации Вселенной» или «экстренного расширения Вселенной».
А. Гут также предположил, что в начале процесса формирования Вселенной случилось скачкообразное расширение, что позволило Вселенной расшириться до 50 раз. Эта теория получила название инфляционной модели Вселенной. Эта модель позволяет найти ответ на вопрос о том, почему Вселенная имеет именно такую массу и энергию, способную замедлить хаббловское расширение. Кроме того, инфляционная модель Вселенной дает возможность ответить и на вопрос о том, почему температура всех областей Вселенной является одинаковой.
Однородность и изотропность Вселенной
Хаббловское расстояние и размеры наблюдаемой Вселенной совпадают, что говорит о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений.
На самой ранней стадии развития Вселенной – в Планковскую эпоху Большого взрыва в Вселенной существовало примерно $10^<90>$ областей, которые не имели взаимодействия и причинной связи друг с другом. Сходство первоначальных условий в таком бесконечно большом числе областей является маловероятным. Эта проблема схожести первоначальных условий в несвязанных областях остается и в более поздние периоды Большого взрыва. К примеру, если рассматривать период рекомбинации, то можно было бы говорить об анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения свидетельствуют о том, что оно является в достаточно высокой степени изотропным.
Последние научные данные свидетельствуют о том, что плоскость Вселенной близка к критической плоскости, когда кривизна пространства рана нулю. Научная гипотеза гласит, что отклонение плотности Вселенной от критической должно увеличиваться с течением времени. Чтобы достоверно объяснить пространственную кривизну в рамках стандартной модели Вселенной нужно принять отклонение ее плотности в Планковскую эпоху. То есть стандартная модель горячей Вселенной не может дать объяснение плоскости Вселенной, а инфляционная модель дает такую возможность.
Постулаты модели инфляционной Вселенной гласят, что независимо от степени искривления пространства Вселенной в момент ее инфляционного расширения, к моменту завершения этого расширения пространство оказалось практически полностью прямым.
Согласно общей теории относительности А. Эйнштейна, кривизна пространства находится в зависимости от количества энергии и материи, находящихся в нем. Это обусловило количество материи, достаточное для уравновешивания хаббловского расширения.
Распределение материи во Вселенной выглядит в виде следующей иерархической вертикали: сверхскопления галактик – скопление галактик – галактики.
Чтобы образовалась такая четкая иерархическая система необходимо наличие определенной формы спектра и апмлитуды первичных колебаний. Эти параметры принимаются в рамках стандартной модели.
Недостатки инфляционной теории
Инфляционная теория, также, как и другие теории, подвергалась критике со стороны ряда ученых. Одним из критиков данной модели Вселенной является астрофизик Р. Пенроуз, который считает, что несмотря на успешность теории и вызываемый ею интерес, в ней существуют некоторые недостатки. А именно, инфляционная теория не дает веских обоснований того, что возмущения плотности в период доинфляционной стадии являлись настолько малыми, чтобы по истечении процесса инфляции образовалась наблюдаемая степень однородности Вселенной.
Еще одним недостатком инфляционной теории является объяснение кривизны пространства. Согласно гипотезе, кривизна пространства в момент инфляции существенно уменьшается, однако это не помешало кривизне пространства принять настолько большое значение, чтобы проявляться и на современном этапе развития Вселенной.
Экспериментальное подтверждение инфляционной модели Вселенной
Существуют косвенные подтверждения состоятельности инфляционной модели Вселенной, полученные в ходе проведенного в 2014 оду научного эксперимента. В частности, таким подтверждением является поляризация реликтового излучения, которая, по мнению ученых, могла быть вызвана первичными гравитационными возмущениями.
Однако, в результате схожего эксперимента, проведенного позднее коллективом других ученых при помощи космической обсерватории – спутника «Планк», было выявлено, что результат первого эксперимента можно отнести к межгалактической пыли, а не к влиянию гравитационных колебаний.
Таким образом, доказать путем экспериментов состоятельность инфляционной модели Вселенной пока до конца не удалось.
Источник