Петте най-велики прогнози за космическата инфлация. В. Казютински. Инфлационна космология: теория и научна картина на света
След като научих за теорията за Големия взрив, се запитах откъде идва това, което е избухнало?
Въпросът за произхода на Вселената с всичките й известни и все още неизвестни свойства вълнува хората от незапомнени времена. Но едва през двадесети век, след откриването на космологичното разширение, въпросът за еволюцията на Вселената започва постепенно да се изяснява. Последните научни данни доведоха до заключението, че нашата Вселена е родена преди 15 милиона години в резултат на Големия взрив. Но какво точно е избухнало в този момент и какво всъщност е съществувало преди Големия взрив, все още остава загадка. Инфлационната теория за появата на нашия свят, създадена през ХХ век, направи възможно значително напредване в разрешаването на тези проблеми, голяма картинаПървите моменти от Вселената днес вече са добре начертани, въпреки че много проблеми все още чакат.
До началото на миналия век имаше само две гледни точки за произхода на нашата Вселена. Учените вярваха, че е вечен и непроменлив, а теолозите казваха, че светът е създаден и ще има край. Двадесети век, унищожил голяма част от създаденото през предходните хилядолетия, успя да даде своите отговори на повечето от въпросите, занимавали умовете на учените от миналото. И може би едно от най-големите постижения на миналия век е изясняването на въпроса как е възникнала Вселената, в която живеем и какви хипотези съществуват за нейното бъдеще. Един прост астрономически факт - разширяването на нашата Вселена - доведе до пълна ревизия на всички космогонични концепции и развитието на нова физика - физиката на възникващите и изчезващите светове. Само преди 70 години Едуин Хъбъл откри, че светлината от по-далечни галактики е „по-червена“ от светлината от по-близките. Освен това скоростта на рецесията се оказа пропорционална на разстоянието от Земята (законът за разширяване на Хъбъл). Това беше открито благодарение на ефекта на Доплер (зависимостта на дължината на вълната на светлината от скоростта на светлинния източник). Тъй като по-далечните галактики изглеждат по-„червени“, се предполага, че те се отдалечават с по-голяма скорост. Между другото, не се разпръскват звезди или дори отделни галактики, а купове от галактики. Най-близките до нас звезди и галактики са свързани помежду си чрез гравитационни сили и образуват стабилни структури. Освен това, в която и посока да погледнете, клъстерите от галактики се отдалечават от Земята с еднаква скорост и може да изглежда, че нашата Галактика е центърът на Вселената, но това не е така. Където и да е наблюдателят, навсякъде ще вижда една и съща картина – всички галактики се разпръсват от него. Но такова разширяване на материята трябва да има начало. Това означава, че всички галактики трябва да са се родили в един момент. Изчисленията показват, че това се е случило преди приблизително 15 милиарда години. В момента на такава експлозия температурата е била много висока и е трябвало да се появят много светлинни кванти. Разбира се, с течение на времето всичко се охлажда и квантите се разпръскват из нововъзникващото пространство, но ехото от Големия взрив трябваше да оцелее и до днес. Първото потвърждение за експлозията идва през 1964 г., когато американските радиоастрономи Р. Уилсън и А. Пензиас откриват реликтово електромагнитно излъчване с температура около 3° по скалата на Келвин (–270°C). Именно това неочаквано за учените откритие ги убеди, че Големият взрив наистина се е състоял и в началото Вселената е била много гореща. Теорията за Големия взрив обяснява много проблеми, пред които е изправена космологията. Но, за съжаление или може би за щастие, това повдигна и редица нови въпроси. По-специално: Какво се е случило преди Големия взрив? Защо нашето пространство има нулева кривина и евклидовата геометрия, която се изучава в училище, е вярна? Ако теорията за Големия взрив е вярна, тогава защо сегашният размер на нашата Вселена е много по-голям от 1 сантиметър, предвиден от теорията? Защо Вселената е изненадващо хомогенна, докато при всяка експлозия материята се разпръсква различни страниизключително неравномерно? Какво доведе до първоначалното нагряване на Вселената до невъобразима температура от повече от 10 13 K?
Всичко това показва, че теорията за Големия взрив е непълна. Дълго време изглеждаше, че вече не е възможно да се продължи напред. Само преди четвърт век, благодарение на работата на руските физици Е. Глинер и А. Старобински, както и на американеца А. Гус, беше описано ново явление - свръхбързото инфлационно разширяване на Вселената. Описанието на това явление се основава на добре проучени раздели на теоретичната физика - обща теорияОтносителността на Айнщайн и квантовата теория на полето. Днес е общоприето, че точно такъв период, наречен „инфлация“, е предшествал Големия взрив.
Когато се опитвате да дадете представа за същността начален периодЖивотът на Вселената трябва да оперира с толкова ултра-малки и свръх-големи числа, че нашето въображение трудно ги възприема. Нека се опитаме да използваме някаква аналогия, за да разберем същността на процеса на инфлация.
Нека си представим планински склон, покрит със сняг, осеян с различни малки предмети - камъчета, клони и парчета лед. Някой на върха на този склон направи малка снежна топка и я пусна да се търкулне надолу по планината. Придвижвайки се надолу, снежната топка се увеличава по размер, тъй като нови слоеве сняг с всички включвания се придържат към нея. И какво по-голям размерснежна топка, толкова по-бързо ще се увеличи. Много скоро той ще се превърне от малка снежна топка в огромна буца. Ако склонът свърши в пропаст, той ще полети в нея с все по-голяма скорост. След като достигне дъното, бучката ще удари дъното на бездната и нейните компоненти ще се разпръснат във всички посоки (между другото, част от кинетичната енергия на бучката ще се използва за нагряване на околната среда и летящия сняг).
Сега нека опишем основните положения на теорията, използвайки горната аналогия. На първо място, физиците трябваше да въведат хипотетично поле, наречено "инфлатон" (от думата "инфлация"). Това поле запълваше цялото пространство (в нашия случай сняг на склона). Благодарение на случайни колебания, това отне различни значенияв произволни пространствени области и по различно време. Нищо съществено не се случи, докато случайно не се образува еднаква конфигурация на това поле, по-голяма от 10 -33 cm. Що се отнася до Вселената, която наблюдаваме, в първите моменти от живота си тя очевидно е имала размери 10 -27 см. Предполага се, че в такива мащаби основните закони на физиката, които са ни известни днес, вече са валидни, така че е възможно да прогнозира по-нататъшното поведение на системата. Оказва се, че непосредствено след това пространствената област, заета от флуктуация (от латинското fluctuatio - „флуктуация“, случайни отклонения на наблюдаваното физични величиниот техните средни стойности), започва много бързо да се увеличава по размер и полето на инфлатона се стреми да заеме позиция, в която енергията му е минимална (снежната топка се е търкулнала). Това разширяване продължава само 10 -35 секунди, но това време е достатъчно, за да може диаметърът на Вселената да се увеличи поне 10 27 пъти и до края на инфлационния период нашата Вселена е придобила размер от приблизително 1 см. Инфлацията приключва, когато полето на инфлатона достига минимална енергия - няма къде да пада повече. В този случай натрупаната кинетична енергия се превръща в енергията на частиците, които се раждат и разлитат, с други думи, Вселената се нагрява. Точно този момент днес се нарича Големият взрив.
Планината, спомената по-горе, може да има много сложен релеф - няколко различни низини, долини отдолу и всякакви хълмове и хълмове. Снежни топки (бъдещи вселени) непрекъснато се раждат на върха на планината поради колебания в полето. Всяка бучка може да се плъзне във всеки от минимумите, раждайки своя собствена вселена със специфични параметри. Освен това вселените могат значително да се различават една от друга. Свойствата на нашата Вселена са удивително пригодени за възникване на интелигентен живот в нея. Други вселени може да не са имали такъв късмет.
Още веднъж бих искал да подчертая, че описаният процес на раждане на Вселената „практически от нищото“ се основава на строго научни изчисления. Независимо от това, всеки, който за първи път се запознае с гореописания механизъм на надуване, има много въпроси.
Днес нашата Вселена се състои от голям брой звезди, да не говорим за скритата маса. И може да изглежда, че общата енергия и маса на Вселената са огромни. И е напълно неразбираемо как всичко това може да се побере в първоначалния обем от 10-99 cm3. Във Вселената обаче има не само материя, но и гравитационно поле. Известно е, че енергията на последния е отрицателна и, както се оказа, в нашата Вселена гравитационната енергия точно компенсира енергията, съдържаща се в частици, планети, звезди и други масивни обекти. Така законът за запазване на енергията е напълно изпълнен и общата енергия и маса на нашата Вселена са практически равни на нула. Именно това обстоятелство отчасти обяснява защо зараждащата се Вселена не се е превърнала веднага в огромна черна дупка след появата си. Общата му маса беше напълно микроскопична и в началото просто нямаше какво да се срути. И едва на по-късни етапи от развитието се появиха локални бучки материя, способни да създават такива гравитационни полета близо до себе си, че дори светлината не можеше да избяга. Съответно, частиците, от които са „направени“ звездите, са начална фазаразвитие просто не е имало. Елементарните частици започват да се раждат в периода на развитие на Вселената, когато полето на инфлатона достигна минимума на потенциалната си енергия и започна Големият взрив.
Регионът, зает от инфлатонното поле, нараства със скорост, значително по-голяма от скоростта на светлината, но това изобщо не противоречи на теорията на относителността на Айнщайн. Само материалните тела не могат да се движат по-бързо от светлината и в този случай въображаемата, нематериална граница на региона, където се е родила Вселената, се премести (пример за свръхсветлинно движение е движението на светлинно петно върху повърхността на Луната по време на бързо въртене на лазера, който го осветява).
Нещо повече, околната среда изобщо не се съпротивляваше на разширяването на пространството, покрито от все по-бързо нарастващото инфлатонно поле, тъй като то сякаш не съществуваше за нововъзникващия свят. Общата теория на относителността гласи, че физическата картина, която вижда наблюдателят, зависи от това къде се намира и как се движи. Така че описаната по-горе картина е валидна за „наблюдател“, разположен вътре в тази зона. Освен това този наблюдател никога няма да знае какво се случва извън областта на пространството, където се намира. Друг „наблюдател“, който гледа тази област отвън, няма да открие никакво разширение. В най-добрия случай той ще види само малка искра, която според часовника му ще изчезне почти моментално. Дори и най-изисканото въображение отказва да възприеме такава картина. И все пак изглежда, че е вярно. Поне така смятат съвременните учени, черпейки доверие от вече отворени закониПрирода, чиято правилност е многократно проверена.
Трябва да се каже, че това инфлатонно поле продължава да съществува и да се колебае дори и сега. Но само ние, вътрешните наблюдатели, не сме в състояние да видим това - в края на краищата за нас една малка площ се е превърнала в колосална Вселена, границите на която дори светлината не може да достигне.
И така, веднага след края на инфлацията, хипотетичен вътрешен наблюдател би видял Вселената изпълнена с енергия под формата на материални частици и фотони. Ако цялата енергия, която един вътрешен наблюдател може да измери, се преобразува в маса на частиците, тогава получаваме приблизително 10 80 kg. Разстоянията между частиците се увеличават бързо поради общото разширение. Гравитационните сили на привличане между частиците намаляват скоростта им, така че разширяването на Вселената постепенно се забавя след края на инфлационния период.
Веднага след раждането Вселената продължи да расте и да се охлажда. В същото време се случи охлаждане, наред с други неща, поради баналното разширяване на пространството. Електромагнитно излъчванехарактеризиращ се с дължина на вълната, която може да бъде свързана с температурата - колкото по-голяма е средната дължина на вълната на излъчване, толкова по-ниска е температурата. Но ако пространството се разшири, тогава разстоянието между двете „гърбици“ на вълната ще се увеличи, а следователно и нейната дължина. Това означава, че в разширяващо се пространство радиационната температура трябва да намалява. Което е изключително потвърдено ниска температурасъвременна космическа микровълнова фонова радиация.
Докато се разширява, съставът на материята, изпълваща нашия свят, също се променя. Кварките се комбинират в протони и неутрони и Вселената се оказва пълна с вече познати ни елементарни частици - протони, неутрони, електрони, неутрино и фотони. Присъстват и античастици. Свойствата на частиците и античастиците са почти идентични. Изглежда, че техният брой трябва да е същият веднага след инфлацията. Но тогава всички частици и античастици ще бъдат взаимно унищожени и строителен материалняма да остане място за галактиките и нас самите. И тук отново имахме късмет. Природата се е погрижила да има малко повече частици, отколкото античастици. Благодарение на тази малка разлика съществува нашият свят. А реликтовото излъчване е именно следствие от анихилация (т.е. взаимно унищожение) на частици и античастици. Разбира се, на начална фазаЕнергията на излъчване беше много висока, но поради разширяването на пространството и, като следствие, охлаждането на радиацията, тази енергия бързо намаля. Сега енергията на космическото микровълново фоново лъчение е приблизително десет хиляди пъти (104 пъти) по-малка от енергията, съдържаща се в масивните елементарни частици.
Постепенно температурата на Вселената падна до 1010 K. В този момент възрастта на Вселената беше приблизително 1 минута. Едва сега протоните и неутроните успяха да се комбинират в ядра на деутерий, тритий и хелий. Това се случи благодарение на ядрени реакции, които хората вече бяха проучили добре чрез взривяване на термоядрени бомби и работа на ядрени реактори на Земята. Следователно можем уверено да прогнозираме колко и какви елементи могат да се появят в такъв ядрен котел. Оказа се, че наблюдаваното в момента изобилие от леки елементи се съгласува добре с изчисленията. Това означава, че познатите ни физически закони са едни и същи в цялата наблюдаема част на Вселената и са били такива още в първите секунди след появата на нашия свят. Освен това около 98% от съществуващия в природата хелий се е образувал в първите секунди след Големия взрив.
Веднага след раждането, Вселената премина през инфлационен период на развитие - всички разстояния бързо се увеличиха (от гледна точка на вътрешен наблюдател). Плътността на енергията в различни точки на пространството обаче не може да бъде напълно еднаква - винаги са налице някои нехомогенности. Да предположим, че в дадена област енергията е малко по-голяма, отколкото в съседни. Но тъй като всички размери нарастват бързо, тогава размерът на тази област също трябва да расте. След като инфлационният период приключи, този разширен регион ще има малко повече частици от околната зона и температурата му ще бъде малко по-висока.
Осъзнавайки неизбежността на появата на такива зони, привържениците на теорията за инфлацията се обърнаха към експериментаторите: „необходимо е да се открият температурни колебания...“ - казаха те. И през 1992 г. това желание беше изпълнено. Почти едновременно руският спътник Relikt-1 и американският COBE откриха необходимите колебания в температурата на космическото микровълново фоново излъчване. Както вече споменахме, съвременната Вселена има температура от 2,7 K, а температурните отклонения, открити от учените от средната стойност, са приблизително 0,00003 K. Не е изненадващо, че подобни отклонения са били трудни за откриване преди. Така теорията за инфлацията получи още потвърждение.
С откриването на температурните колебания се появи друга вълнуваща възможност - да се обясни принципът на образуване на галактиките. В крайна сметка, за да могат гравитационните сили да компресират материята, е необходим първоначален ембрион - регион с повишена плътност. Ако материята е разпределена равномерно в пространството, тогава гравитацията, подобно на магарето на Буридан, не знае в каква посока трябва да действа. Но именно зоните с излишна енергия генерират инфлация. Сега гравитационните сили знаят къде да действат, а именно по-плътните области, създадени по време на инфлационния период. Под въздействието на гравитацията тези първоначално малко по-плътни региони ще бъдат компресирани и от тях в бъдеще ще се образуват звезди и галактики.
Настоящият момент в еволюцията на Вселената е изключително добре пригоден за живот и ще продължи много милиарди години. Звездите ще се раждат и умират, галактиките ще се въртят и ще се сблъскват, а клъстерите от галактики ще летят все по-далеч един от друг. Следователно човечеството има много време за самоусъвършенстване. Вярно е, че самото понятие „сега“ за такава обширна Вселена като нашата е слабо дефинирано. Например животът на квазарите, наблюдавани от астрономите, които са на 10-14 милиарда светлинни години от Земята, е точно на 10-14 милиарда години от нашето „сега“. И колкото по-навътре в дълбините на Вселената надникваме с помощта на различни телескопи, толкова повече ранен периоднаблюдаваме неговото развитие.
Днес учените са в състояние да обяснят повечето от свойствата на нашата Вселена, от момента на 10 -42 секунди до настоящето и дори след това. Те могат също така да проследят формирането на галактиките и да предскажат бъдещето на Вселената с известна сигурност. Въпреки това все още остават редица „незначителни“ неизвестни. Това е, на първо място, същността на скритата маса (тъмна материя) и тъмната енергия. Освен това има много модели, които обясняват защо нашата Вселена съдържа много повече частици, отколкото античастици, и бих искал най-накрая да взема решение за правилния модел.
Както ни учи историята на науката, обикновено „малки несъвършенства“ разкриват по-нататъшни пътищаразвитие, така че бъдещите поколения учени със сигурност ще имат какво да правят. Освен това по-дълбоки въпроси вече са в дневния ред на физиците и математиците. Защо нашето пространство е триизмерно? Защо всички константи в природата изглеждат „коригирани“, така че да възниква интелигентен живот? И какво е гравитацията? Учените вече се опитват да отговорят на тези въпроси.
И разбира се, нека оставим място за изненади. Не трябва да забравяме, че такива фундаментални открития като разширяването на Вселената, наличието на реликтни фотони и вакуумна енергия са направени, може да се каже, случайно и не са очаквани от научната общност.
Изглеждаше малко вероятно ехото от събитията, случили се в първите милисекунди от раждането на Вселената, да може да достигне до нас. Това обаче се оказа възможно.
Космологията, структурата на Вселената, миналото, настоящето и бъдещето на нашия свят - тези въпроси винаги са занимавали най-добрите умове на човечеството. За развитието на космологията и науката като цяло разбирането на Вселената като единно цяло е изключително важно. Специална роля играят експерименталната проверка на абстрактните конструкции, потвърждаването на данните от техните наблюдения, разбирането и сравнението на резултатите от изследванията и адекватната оценка на определени теории. Сега сме по средата на пътя, който води от решаването на уравненията на Айнщайн до разбирането на тайните на раждането и живота на Вселената.
Следващата стъпка по този път е направена от създателя на теорията за хаотичната инфлация, ученик на Московски държавен университет, сега професор в Станфордския университет, Андрей Дмитриевич Линде, който направи значителен принос за разбирането на най-ранния етап от развитието на Вселената. Дълги години работи в една от водещите акад руски институции- Физически институт на името на. Академията на науките Лебедев (FIAN), работи по разследванията съвременни теорииелементарни частици, работейки съвместно с професор Дейвид Абрамович Киржниц.
През 1972 г. Киржниц и Линде стигат до заключението, че в ранната Вселена са се случили особени фазови преходи, когато разликите между различни видовевзаимодействията изведнъж изчезнаха: силните и електрослабите взаимодействия се сляха в една единствена сила. (Обединена теория за слаби и електромагнитни взаимодействия, извършвани от кварки и лептони чрез обмен на безмасови фотони (електромагнитно взаимодействие) и тежки междинни векторни бозони (слабо взаимодействие), е създадена в края на 60-те години от Стивън Уайнбърг, Шелдън Глашоу и Абдус Salam.) В бъдеще Линде се фокусира още повече върху изучаването на процесите ранни стадииразвитието на Вселената през първите 10-30 s след нейното раждане. Преди това изглеждаше малко вероятно ехото от събития, настъпили през първите милисекунди от раждането на Вселената, да може да достигне до нас. Въпреки това, в последните години съвременни методиАстрономическите наблюдения ни позволиха да надникнем в далечното минало.
Проблеми на космологията
Като се има предвид теорията за Големия взрив, изследователите са се сблъскали с проблеми, които преди са били възприемани като метафизични. Въпреки това неизменно възникваха въпроси и изискваха отговори.
Какво стана тогава, когато нямаше нищо? Ако Вселената е родена от сингулярност, тогава тя някога не е съществувала. В „Теоретичната физика” на Ландау и Лифшиц се казва, че решението на уравненията на Айнщайн не може да бъде продължено в областта на отрицателното време и следователно в рамките на общата теория на относителността въпросът „Какво се случи преди раждането на Вселената?" няма смисъл. Този въпрос обаче продължава да вълнува всички ни.
Пресичат ли се успоредните прави? В училище ни казаха не. Когато обаче става дума за космология, отговорът не е толкова еднозначен. Например в затворена вселена, като повърхността на сфера, линиите, които са били успоредни на екватора, се пресичат на северния и южния полюс. Евклид прав ли е? Защо Вселената изглежда плоска? Такава ли беше от самото начало? За да се отговори на тези въпроси, е необходимо да се установи каква всъщност е била Вселената. ранна фазаразвитие.
Защо Вселената е хомогенна? Всъщност това не е вярно. Има галактики, звезди и други нередности. Ако погледнете тази част от Вселената, която е във видимостта на съвременните телескопи, и анализирате средната плътност на разпространение на материята в космически мащаб, се оказва, че тя е еднаква във всички посоки с точност до 10–5. Защо Вселената е хомогенна? Защо в различни частиСъщите закони на физиката важат ли и за Вселената? Защо Вселената е толкова голяма? Откъде идва енергията, необходима за създаването му?
Винаги възникваха съмнения и колкото повече учените научаваха за структурата и историята на нашия свят, толкова повече въпроси оставаха без отговор. Хората обаче се опитваха да не мислят за тях, възприемайки голямата хомогенна Вселена и непресичащите се успоредни линии като даденост, неподлежаща на обсъждане. Последната капка, която принуди физиците да преразгледат отношението си към теорията за ранната Вселена, беше проблемът с реликтовите монополи.
Съществуването на магнитни монополи е предложено през 1931 г. от английския теоретичен физик Пол Дирак. Ако такива частици наистина съществуват, тогава техният магнитен заряд трябва да е кратен на дадена стойност, която от своя страна се определя от фундаменталната стойност на електрическия заряд. Почти половин век тази тема беше практически забравена, но през 1975 г. беше направено сензационно изявление, че е открит магнитен монопол в космически лъчи. Информацията не беше потвърдена, но съобщението събуди отново интереса към проблема и допринесе за разработването на нова концепция.
Според нов клас теории за елементарни частици, възникнали през 70-те години, монополите биха могли да се появят в ранната Вселена в резултат на фазови преходи, предсказани от Киржниц и Линде. Масата на всеки монопол е милион милиард пъти по-голяма от масата на протон. През 1978–1979г Зелдович, Хлопов и Прескил откриха, че се раждат доста такива монополи, така че сега ще има монопол за всеки протон, което означава, че Вселената ще бъде много тежка и трябва бързо да се срине под собствената си тежест. Фактът, че все още съществуваме, опровергава тази възможност.
Преразглеждане на теорията за ранната вселена
Отговор на повечетоВъпросите, изброени по-горе, получиха отговор едва след появата на теорията за инфлацията.
Инфлационната теория има дълга история. Първата теория от този тип е предложена през 1979 г. от член-кореспондент на Руската академия на науките Алексей Александрович Старобински. Неговата теория беше доста сложна. За разлика от последващата работа, тя не се опитва да обясни защо Вселената е голяма, плоска, хомогенна и изотропна. Той обаче имаше много важни характеристики на инфлационната космология.
През 1980 г. служителят на MIT Алън Гуз ( Алън Гут) в статията „Надуващата се вселена: възможно решение на проблема с хоризонта и плоскостта“ очерта интересен сценарийнадуваща се вселена. Основната му разлика от традиционната теория за Големия взрив беше описанието на раждането на Вселената в периода от 10–35 до 10–32 s. Хус предполага, че по това време Вселената е била в състояние на така наречения „фалшив“ вакуум, в който нейната енергийна плътност е била изключително висока. Следователно разширяването е станало по-бързо, отколкото според теорията за Големия взрив. Този етап на експоненциално бързо разширяване се нарича инфлация (раздухване) на Вселената. Тогава фалшивият вакуум се разпадна и енергията му се превърна в енергията на обикновената материя.
Теорията на Хус се основава на теорията за фазовите преходи в ранната Вселена, разработена от Киржниц и Линде. За разлика от Старобински, Хус поставя целта си с помощта на един прост принципобяснете защо Вселената е голяма, плоска, хомогенна, изотропна и също защо няма монополи. Етапът на инфлация може да реши тези проблеми.
За съжаление, след колапса на фалшивия вакуум в модела на Хус, Вселената се оказва или много нехомогенна, или празна. Факт е, че разпадането на фалшивия вакуум, подобно на вряща вода в чайник, е настъпило поради образуването на мехурчета от нова фаза. За да може освободената в този случай енергия да се трансформира в топлинната енергия на Вселената, беше необходимо да се сблъскат стените на огромни мехурчета, което би довело до нарушаване на хомогенността и изотропността на Вселената след надуване, което противоречи на задачата.
Въпреки че моделът на Хус не работи, той стимулира разработването на нови сценарии за една раздуваща се вселена.
Нова инфлационна теория
В средата на 1981 г. Линде предложи първата версия на нов сценарий за раздуваща се Вселена, базиран на по-подробен анализ на фазовите преходи в модела на Grand Unified. Той стигна до извода, че в някои теории експоненциалното разширение не завършва веднага след образуването на мехурчета, така че инфлацията може да се случи не само преди фазовия преход с образуването на мехурчета, но и след това, вече вътре в тях. В този сценарий се счита, че наблюдаваната част от Вселената се съдържа в един балон.
В новия сценарий Линде показа, че нагряването след надуване възниква поради създаването на частици по време на трептения на скаларното поле (виж по-долу). По този начин сблъсъците на стени на мехурчета, които генерират нехомогенности, станаха ненужни и по този начин проблемът с широкомащабната хомогенност и изотропност на Вселената беше решен.
Новият скрипт съдържа две ключови точки: първо, свойствата физическо състояниевътре в мехурчетата трябва да се променя бавно, за да се осигури надуване вътре в балона; второ, на по-късни етапи трябва да възникнат процеси, които осигуряват нагряване на Вселената след фазовия преход. Година по-късно изследователят преразгледа подхода си, предложен в новата инфлационна теория, и стигна до извода, че фазовите преходи изобщо не са необходими, както и преохлаждането и фалшивия вакуум, с които започна Алън Гус. Това беше емоционален шок, защото беше необходимо да се изоставят идеите за горещата Вселена, фазовите преходи и свръхохлаждането, които се смятаха за верни. Беше необходимо да се намери нов начинразрешаване на проблема. Тогава беше представена теорията за хаотичната инфлация.
Хаотична инфлация
Идеята зад теорията на Линде за хаотичната инфлация е много проста, но за да я обясним, трябва да въведем концепцията за скаларно поле. Има насочени полета - електромагнитно, електрическо, магнитно, гравитационно, но може да има поне още едно - скаларно, което не е насочено никъде, а е просто функция от координати.
Най-близкият (макар и не точен) аналог на скаларното поле е електростатичният потенциал. Напрежението в електрическите мрежи в САЩ е 110 V, а в Русия - 220 V. Ако човек се хване с едната ръка за американския проводник, а с другата за руския, ще бъде убит от потенциалната разлика. Ако напрежението беше еднакво навсякъде, нямаше да има потенциална разлика и нямаше да тече ток. Така че в постоянно скаларно поле няма потенциална разлика. Следователно не можем да видим постоянно скаларно поле: изглежда като вакуум, който в някои случаи може да има висока плътностенергия.
Смята се, че без полета от този тип е много трудно да се създаде реалистична теория на елементарните частици. През последните години бяха открити почти всички частици, предвидени от теорията за електрослабите взаимодействия, с изключение на скаларните. Търсенето на такива частици е една от основните цели на огромния ускорител, който в момента се изгражда в ЦЕРН, Швейцария.
Скаларното поле присъства в почти всички инфлационни сценарии. Гюс предложи използването на потенциала с няколко дълбоки спадове. Новата инфлационна теория на Линде изисква потенциал с почти плосък връх, но по-късно, в сценарий на хаотична инфлация, се оказа, че просто вземането на обикновена парабола ще работи.
Нека разгледаме най-простото скаларно поле, чиято плътност на потенциалната енергия е пропорционална на квадрата на неговата величина, точно както енергията на махалото е пропорционална на квадрата на неговото отклонение от равновесното положение:
Едно малко поле няма да знае нищо за Вселената и ще се колебае близо до своя минимум. Въпреки това, ако полето е достатъчно голямо, то ще се търкаля надолу много бавно, ускорявайки Вселената поради своята енергия. На свой ред скоростта на Вселената (а не на частиците) ще забави падането на скаларното поле.
По този начин голямото скаларно поле води до висока скорост на разширяване на Вселената. Високата скорост на разширяване на Вселената предотвратява разпадането на полето и по този начин предотвратява намаляването на потенциалната плътност на енергията. А високата енергийна плътност продължава да ускорява Вселената с все по-голяма скорост. Този самоподдържащ се режим води до инфлация, експоненциално бързото раздуване на Вселената.
За да се обясни този удивителен ефект, е необходимо съвместно да се реши уравнението на Айнщайн за мащабния фактор на Вселената:
и уравнението на движение за скаларното поле:
Тук H е така наречената константа на Хъбъл, пропорционална на енергийната плътност на скаларното поле с маса m (тази константа всъщност зависи от времето); G е гравитационната константа.
Изследователите вече са разгледали как ще се държи скаларното поле в близост до черна дупка и по време на колапса на Вселената. Но по някаква причина режимът на експоненциално разширение не беше намерен. Оставаше само да пиша пълно уравнениеза скаларно поле, което в стандартната версия (т.е. без да се отчита разширяването на Вселената) изглеждаше като уравнение за махало:
Но се намеси някакъв допълнителен термин - силата на триене, която беше свързана с геометрията; Никой не го взе предвид в началото. Това е произведение на константата на Хъбъл и скоростта на полето:
Когато константата на Хъбъл беше голяма, триенето също беше голямо и скаларното поле намаляваше много бавно. Следователно константата на Хъбъл, която е функция на скаларното поле, за дълго времепочти не се промени. Решението на уравнението на Айнщайн с бавно променяща се константа на Хъбъл описва експоненциално бързо разширяваща се Вселена.
Този етап на експоненциално бързо разширяване на Вселената се нарича инфлация.
Как този режим се различава от обичайното разширяване на Вселената, изпълнена с обикновена материя? Да приемем, че Вселената, пълна с прах, се е разширила 2 пъти. Тогава обемът му се увеличи 8 пъти. Това означава, че в 1 cm3 има 8 пъти по-малко прах. Ако решим уравнението на Айнщайн за такава Вселена, ще се окаже, че след Големия взрив плътността на материята е намаляла бързо и скоростта на разширяване на Вселената бързо е намаляла.
Същото би се случило със скаларно поле. Но въпреки че полето оставаше много голямо, то се поддържаше, като барон Мюнхаузен, който се измъква от блатото за своята косичка. Това беше възможно благодарение на силата на триене, която беше значителна при високи стойности на полето. В съответствие с новия тип теории, Вселената се разширява бързо, но полето остава почти непроменено; Съответно енергийната плътност не се променя. Това означава, че разширяването е експоненциално.
Постепенно полето намалява, константата на Хъбъл също намалява, триенето става малко и полето започва да осцилира, генерирайки елементарни частици. Тези частици се сблъскват, обменят енергия и постепенно достигат до състояние на термодинамично равновесие. В резултат на това Вселената стана гореща.
Преди това се смяташе, че Вселената е била гореща от самото начало. До този извод се стигна при изследване на микровълновото лъчение, което се тълкува като следствие от Големия взрив и последвалото охлаждане. Тогава те започнаха да смятат, че първоначално Вселената е била гореща, след това е настъпила инфлация и след това Вселената отново е станала гореща. В теорията на хаотичната инфлация обаче първият горещ етап се оказа ненужен. Но защо се нуждаехме от етапа на инфлация, ако в края на този етап Вселената все още ставаше гореща, както в старата теория за Големия взрив?
Експоненциално разширение
Има три най-прости модела на Вселената: плосък, отворен и затворен. Плоската вселена е като повърхността на плоска маса; успоредните линии в такава Вселена винаги остават успоредни. Отворената Вселена е подобна на повърхността на хиперболоид, а затворената Вселена е подобна на повърхността на сфера. Паралелните линии в такава Вселена се пресичат на нейния северен и южен полюс.
Да приемем, че живеем в затворена Вселена, която първоначално е била малка като топка. Според теорията за Големия взрив той е нараснал до приличен размер, но все още е останал относително малък. И според теорията на инфлацията, малка топка в резултат на експоненциална експлозия ще отнеме много време кратко времестана огромен. Застанал върху него, наблюдателят би видял равна повърхност.
Нека си представим Хималаите, където има много различни издатини, пукнатини, бездни, котловини, камъни, т.е. хетерогенности. Но изведнъж някой или нещо по напълно невероятен начин увеличи планините до гигантски размери или ние се свихме, като Алиса в страната на чудесата. Тогава, намирайки се на върха на Еверест, ще видим, че той е напълно плосък - сякаш е разпънат и нееднородностите са престанали да имат значение. Планините остават, но за да се издигнете дори един метър, трябва да отидете невероятно далеч. По този начин може да се реши проблемът с хомогенността. Това също обяснява защо Вселената е плоска, защо успоредните линии не се пресичат и защо не съществуват монополи. Паралелните линии могат да се пресичат и монополите могат да съществуват, но само толкова далеч от нас, че не можем да го видим.
Появата на галактиките
Малката Вселена стана колосална и всичко стана хомогенно. Но какво да кажем за галактиките? Оказа се, че по време на експоненциалното разширяване на Вселената малките квантови флуктуации, които винаги съществуват, дори в празното пространство, поради принципа на квантово-механичната несигурност, се разтягат до колосални размери и се превръщат в галактики. Според инфлационната теория, галактиките са резултат от усилени квантови флуктуации, т.е. усилен и замразен квантов шум.
Тази невероятна възможност беше посочена за първи път от служителите на ФИАН Вячеслав Федорович Муханов и Генадий Василиевич Чибисов в работа, базирана на модел, предложен през 1979 г. от Старобински. Скоро след това подобен механизъм беше открит в новия инфлационен сценарий и в теорията за хаотичната инфлация.
Пъстро небе
Квантовите флуктуации доведоха не само до раждането на галактики, но и до появата на анизотропия на космическото микровълново фоново лъчение с температура около 2,7 K, идващо към нас от далечни региони на Вселената.
Съвременните изкуствени спътници на Земята помагат на учените да изследват космическото микровълново фоново лъчение. Най-ценните данни бяха получени с помощта на космическата сонда WMAP ( Сонда за микровълнова анизотропия Wilkinson), кръстен на астрофизика Дейвид Уилкинсън ( Дейвид Уилкинсън). Разделителната способност на оборудването му е 30 пъти по-голяма от тази на предшественика му - космически кораб COBE.
По-рано се смяташе, че температурата на небето навсякъде е 2,7 K, но WMAP успя да я измери с точност от 10 –5 K с висока ъглова разделителна способност. Според данните, получени през първите 3 години от наблюденията, небето се оказа разнородно: някъде горещо, а някъде по-студено. Най-простите модели на теорията на инфлацията предсказваха вълни в небето. Но докато телескопите не открият петната му, се наблюдава само триградусова радиация, което служи като най-мощното потвърждение на теорията за гореща Вселена. Сега стана ясно, че теорията за гореща Вселена не е достатъчна.
Възможно е да се получат снимки на раздути квантови флуктуации, които се появяват 10–30 s след раждането на Вселената и са оцелели до днес. Изследователите не само откриха зацапването на небето, но също така проучиха спектъра на петната, тоест интензитета на сигнала в различни ъглови посоки.
Резултатите от високоточни измервания на поляризацията на радиацията, извършени с помощта на WMAP, потвърдиха теорията за разширяването на Вселената и позволиха да се установи кога е настъпила йонизацията на междугалактическия газ, причинена от първите звезди. Информацията, получена от спътника, потвърди позицията на инфлационната теория, че живеем в голяма плоска Вселена.
На фигурата червената линия показва прогнозата на теорията за инфлацията, а черните точки съответстват на експерименталните данни на WMAP. Ако Вселената не беше плоска, тогава върхът на графиката щеше да е отдясно или отляво.
Вечен и безкраен
Нека погледнем отново фигурата, показваща най-простия потенциал на скаларно поле (виж по-горе). В областта, където скаларното поле е малко, то осцилира и Вселената не се разширява експоненциално. В областта, където полето е достатъчно голямо, то бавно намалява и в него се появяват малки колебания. По това време настъпва експоненциално разширяване и протича процесът на инфлация. Ако скаларното поле беше още по-голямо (маркирано на графиката син), тогава поради огромното триене едва ли би намалял, квантовите флуктуации биха били огромни и Вселената може да стане фрактална.
Нека си представим, че Вселената се разширява бързо и на някое място скаларното поле, вместо да се търкаля към минималната енергия, скача нагоре поради квантови флуктуации (вижте по-горе). На мястото, където полето е скочило, Вселената се разширява експоненциално по-бързо. Ниско разположено поле е малко вероятно да скочи, но колкото по-високо е, толкова по-голяма е вероятността за такова развитие на събитията и следователно експоненциално по-голям обем на новата област. Във всяка от тези плоски области полето също може да скочи нагоре, което води до създаването на нови експоненциално нарастващи части от Вселената. В резултат на това, вместо да бъде като една огромна растяща топка, нашият свят става като непрекъснато растящо дърво, състоящо се от много такива топки.
Инфлационната теория ни дава единственото известно в момента обяснение за хомогенността на наблюдаваната част от Вселената. Парадоксално, същата теория предвижда, че в изключително големи мащаби нашата Вселена е абсолютно нехомогенна и изглежда като огромен фрактал.
Фигурата схематично показва как една нарастваща област на Вселената поражда все повече и повече нови части от нея. В този смисъл тя става вечна и самовъзстановяваща се.
Свойствата на пространство-времето и законите на взаимодействие на елементарните частици помежду си в различните региони на Вселената могат да бъдат различни, както и размерите на пространството и видовете вакуум.
Този факт заслужава по-подробно обяснение. Според най-простата теорияс един минимум потенциална енергия, скаларното поле се спуска до този минимум. По-реалистичните версии обаче позволяват множество минимуми с различна физика, което напомня на водата, която може да се намери в различни състояния: течни, газообразни и твърди. Различните части на Вселената също могат да бъдат различни фазови състояния; това е възможно в инфлационната теория дори без да се вземат предвид квантовите флуктуации.
Следващата стъпка, основана на изследването на квантовите флуктуации, е теорията за самолекуващата се Вселена. Тази теория взема предвид процеса на постоянно пресъздаване на раздуващи се региони и квантови скокове от едно вакуумно състояние в друго, изброявайки различни възможности и измерения.
Така Вселената става вечна, безкрайна и разнообразна. Цялата Вселена никога няма да се разпадне. Това обаче не означава, че няма особености. Напротив, значителна част от физическия обем на Вселената винаги е в състояние, близко до единично. Но тъй като през него преминават различни обеми различно време, няма единен край на пространство-времето, след който всички региони изчезват. И тогава въпросът за множеството светове във времето и пространството придобива съвсем различен смисъл: Вселената може да се възпроизвежда безкрайно във всичките си възможни състояния.
Това твърдение, което се основава на работата на Линде през 1986 г., придоби нов смисъл преди няколко години, когато струнните теоретици (водещият кандидат за теорията на всички фундаментални взаимодействия) стигнаха до заключението, че в тази теория 10 100 -10 1000 са възможни различни вакуумни състояния. Тези състояния се различават поради изключителното разнообразие на възможната структура на света на ултракъси разстояния.
Взето заедно с теорията за самовъзстановяващата се инфлационна Вселена, това означава, че по време на инфлация Вселената се разпада на безкраен брой части с невероятно голям брой различни свойства. Космолозите наричат този сценарий теорията за вечната инфлационна мултивселена ( мултивселена), а струнните теоретици го наричат струнен пейзаж.
Преди 25 години инфлационната космология изглеждаше като нещо средно между физическа теория и научна фантастика. С течение на времето много от предсказанията на тази теория бяха проверени и тя постепенно придоби чертите на стандартна космологична парадигма. Но е рано да се успокоявате. Тази теория продължава да се развива и променя бързо днес. Основният проблем е разработването на модели на инфлационната космология, базирани на реалистични версии на теорията на елементарните частици и теорията на струните. Този въпрос може да бъде тема на отделен доклад.
От средата на 70-те години физиците започват да работят по теоретични моделиГолямото обединение на трите фундаментални взаимодействия - силно, слабо и електромагнитно. Много от тези модели заключиха, че много масивни частици, носещи единичен магнитен заряд, трябва да са били произведени в изобилие малко след Големия взрив. Когато възрастта на Вселената достигна 10 -36 секунди (според някои оценки дори малко по-рано), силното взаимодействие се отдели от електрослабото взаимодействие и стана независимо. В този случай във вакуум се образуват точкови топологични дефекти с маса 10 15 - 10 16 по-голяма от масата на несъществуващия тогава протон. Когато на свой ред електрослабото взаимодействие беше разделено на слабо и електромагнитно и се появи истинският електромагнетизъм, тези дефекти придобиха магнитни заряди и започнаха нов живот- под формата на магнитни монополи.
 |
Разделянето на фундаменталните взаимодействия в нашата ранна Вселена имаше характер на фазов преход. При много високи температури фундаменталните взаимодействия се комбинират, но при охлаждане под критичната температура не настъпва разделяне [това може да се сравни с преохлаждането на водата]. В този момент енергията на скаларното поле, свързано с обединението, надвишава температурата на Вселената, която е надарила полето отрицателно наляганеи предизвика космологична инфлация. Вселената започва да се разширява много бързо и в момента на нарушаване на симетрията (при температура около 10 28 K) нейният размер се увеличава 10 50 пъти. Скаларното поле, свързано с обединяването на взаимодействията, изчезна и неговата енергия се трансформира в по-нататъшното разширяване на Вселената. |
ГОРЕЩО РАЖДАНЕ |
Този красив модел постави космологията пред неприятен проблем. „Северните“ магнитни монополи анихилират, когато се сблъскат с „южните“, но иначе тези частици са стабилни. Поради огромната им маса в нанограмов мащаб по стандартите на микрокосмоса, скоро след раждането те са били принудени да забавят до нерелативистични скорости, да се разпръснат в пространството и да оцелеят до наши дни. Според стандартния модел на Големия взрив, тяхната плътност на тока трябва да бъде приблизително същата като тази на протоните. Но в този случай общата плътност на космическата енергия би била поне квадрилион пъти по-висока от реалната.
Всички опити за откриване на монополи досега са се провалили. Както показва търсенето на монополи в железни руди и морска вода, отношението на техния брой към броя на протоните не надвишава 10 -30. Или тези частици изобщо не присъстват в нашия регион на космоса, или има толкова малко от тях, че инструментите не могат да ги регистрират, въпреки ясната магнитна сигнатура. Това се потвърждава и от астрономически наблюдения: наличието на монополи трябва да повлияе магнитни полетанашата Галактика, но това не е открито.
Разбира се, можем да предположим, че монополи изобщо не са съществували. Някои модели на обединяване на фундаменталните взаимодействия всъщност не предписват техния външен вид. Но проблемите с хоризонта и плоската Вселена остават. Случи се така, че в края на 70-те години космологията се изправи пред сериозни препятствия, чието преодоляване очевидно изискваше нови идеи.
ОТРИЦАТЕЛНО НАЛЯГАНЕ
И тези идеи не закъсняха. Основната беше хипотезата, според която в космическото пространство, освен материя и радиация, има скаларно поле (или полета), което създава отрицателно налягане. Тази ситуация изглежда парадоксална, но се случва в Ежедневието. Система с положително налягане, например, сгъстеният газ, когато се разширява, губи енергия и се охлажда. Еластичната лента, напротив, е в състояние на отрицателно налягане, тъй като, за разлика от газа, тя има тенденция не да се разширява, а да се свива. Ако такава лента се разтегне бързо, тя ще се нагрее и нейната топлинна енергия ще се увеличи. Докато Вселената се разширява, поле с отрицателно налягане натрупва енергия, която, когато се освободи, може да генерира частици и кванти светлина.
ПЛОСК ПРОБЛЕМ |
АСТРОНОМИТЕ ВЕЧЕ ОТДАВНА СА СИГУРНИ, ЧЕ АКО НАСТОЯЩИЯТ КОСМОС Е ДЕФОРМИРАН, ТО Е ДОСТА УМЕРЕНО. |
ПЛОСК ПРОБЛЕМ |
Отрицателното налягане може да има различни стойности. Но те са специален случай, когато е равна на плътността на космическата енергия с обратен знак. В тази ситуация тази плътност остава постоянна, докато пространството се разширява, тъй като отрицателното налягане компенсира нарастващото „разреждане“ на частиците и светлинните кванти. От уравненията на Фридман-Льометр следва, че Вселената в този случай се разширява експоненциално.
Хипотезата за експоненциалното разширение решава и трите проблема по-горе. Да предположим, че Вселената е възникнала от малък „балон“ от силно извито пространство, което е претърпяло трансформация, която е придала на пространството отрицателно налягане и по този начин го е накарала да се разширява според експоненциален закон. Естествено, след като това налягане изчезне, Вселената ще се върне към предишното си „нормално“ разширение.
РАЗРЕШАВАНЕ НА ПРОБЛЕМ
Нека приемем, че радиусът на Вселената преди навлизането в експоненциалната фаза е бил само няколко порядъка по-голям от дължината на Планк, 10 -35 м. Ако в експоненциалната фаза той расте, да речем, 10 50 пъти, то до нейния край ще достигне хиляди светлинни години. Каквато и да е разликата в параметъра на кривината на пространството от единица преди началото на разширяването, до края на разширяването той ще намалее 10 -100 пъти, тоест пространството ще стане идеално плоско!
Проблемът с монополите се решава по подобен начин. Ако топологичните дефекти, които са станали техни предшественици, са възникнали преди или дори по време на процеса на експоненциално разширение, тогава до края му те трябва да се отдалечат един от друг на гигантски разстояния.Оттогава Вселената се е разширила значително и плътността на монополите е намаляла до почти нула. Изчисленията показват, че дори да изследвате космически куб с ръб от милиард светлинни години, тогава с най-висока степен на вероятност няма да има нито един монопол.
Хипотезата за експоненциалното разширение също предлага прост изход от проблема с хоризонта. Нека приемем, че размерът на ембрионалния „балон“, който постави основата на нашата Вселена, не надвишава пътя, който светлината успя да измине след Големия взрив. В този случай в него може да се установи топлинно равновесие, осигуряващо равенство на температурите в целия обем, което се запазва при експоненциално разширение. Подобно обяснение присъства в много учебници по космология, но можете и без него.
ОТ ЕДИН МЕХУР
В началото на 70-те и 80-те години на миналия век няколко теоретици, първият от които е съветският физик Алексей Старобински, разглеждат модели на ранната еволюция на Вселената с кратък етап на експоненциално разширение. През 1981 г. американецът Алън Гут публикува статия, която довежда тази идея до широкото внимание. Той беше първият, който разбра, че такова разширение (най-вероятно завършено на възрастовата граница от 10 -34 s) елиминира проблема с монополите, с който първоначално се занимаваше, и посочва пътя за разрешаване на проблемите с плоската геометрия и хоризонта. Гут красиво нарече това разширение космологична инфлация и терминът стана общоприет.
ТАМ, ОТВЪД ХОРИЗОНТА |
ПРОБЛЕМЪТ С ХОРИЗОНТА Е СВЪРЗАН С ИЗЛЪЧВАНЕТО НА CMB, ОТ КОЯТО И ТОЧКА НА ХОРИЗОНТА ДА ИДНЕ ТЕМПЕРАТУРАТА МУ Е ПОСТОЯННА С ТОЧНОСТ ДО 0,001%. |
ПЛОСК ПРОБЛЕМ |
Но моделът на Гут все пак имаше сериозен недостатък. Това позволи появата на много инфлационни области, които се сблъскват една с друга. Това доведе до формирането на силно неподреден космос с нехомогенна плътност на материя и радиация, който е напълно различен от реалното космическо пространство. Скоро обаче Андрей Линде от Физическия институт на Академията на науките (FIAN), а малко по-късно Андреас Албрехт и Пол Щайнхард от Университета на Пенсилвания показаха, че ако промените уравнението на скаларното поле, тогава всичко си идва на мястото. Това доведе до сценарий, при който цялата ни наблюдаема Вселена възниква от един вакуумен балон, отделен от други инфлационни региони на невъобразимо големи разстояния.
ХАОТИЧНА ИНФЛАЦИЯ
През 1983 г. Андрей Линде прави нов пробив, като развива теорията за хаотичната инфлация, което прави възможно обяснението както на състава на Вселената, така и на хомогенността на космическото микровълново фоново излъчване. По време на инфлацията всички предишни нехомогенности в скаларното поле се разтягат толкова много, че практически изчезват. На последния етап от инфлацията това поле започва бързо да се колебае близо до минимума на потенциалната си енергия. В този случай се раждат в изобилие частици и фотони, които интензивно взаимодействат помежду си и достигат равновесна температура. Така че в края на инфлацията имаме плоска, гореща Вселена, която след това се разширява според сценария на Големия взрив. Този механизъм обяснява защо днес наблюдаваме космическо микровълново фоново лъчение с малки температурни флуктуации, които могат да бъдат приписани на квантови флуктуации в първата фаза от съществуването на Вселената. По този начин теорията за хаотичната инфлация разреши проблема с хоризонта без предположението, че преди началото на експоненциалното разширение ембрионалната Вселена е била в състояние на топлинно равновесие.
Според модела на Линде, разпределението на материята и радиацията в пространството след инфлацията просто трябва да бъде почти идеално хомогенно, с изключение на следи от първични квантови флуктуации. Тези флуктуации доведоха до локални флуктуации в плътността, които в крайна сметка доведоха до галактическите купове и космическите празнини, които ги разделят. Много е важно, че без инфлационно „разтягане“ флуктуациите биха били твърде слаби и не биха могли да се превърнат в зародиши на галактики. Изобщо инфлационният механизъм има изключително мощна и универсална космологична креативност – ако щете, той се явява като универсален демиург. Така че заглавието на тази статия в никакъв случай не е преувеличено.
В мащаби от порядъка на стотни от размера на Вселената (сега стотици мегапарсеки), нейният състав е бил и остава хомогенен и изотропен. Но в мащаба на целия космос хомогенността изчезва. Инфлацията спира в една област и започва в друга и така до безкрайност. Това е самовъзпроизвеждащ се безкраен процес, който генерира разклонен набор от светове - Мултивселената. Едни и същи фундаментални физични закони могат да се реализират там под различни маски – например вътрешноядрените сили и зарядът на електрона в други вселени може да се окажат различни от нашите. Тази фантастична картина в момента се обсъжда напълно сериозно както от физици, така и от космолози.
БОРБА НА ИДЕИ
„Основните идеи на инфлационния сценарий бяха формулирани преди три десетилетия“, обяснява Андрей Линде, един от авторите на инфлационната космология, професор в Станфордския университет. - След това основната задача беше да се развият реалистични теории, базирани на тези идеи, но само критериите за реализъм се променят повече от веднъж. През 80-те години доминиращото мнение беше, че инфлацията може да бъде разбрана с помощта на моделите на Grand Unified. Тогава надеждите избледняха и инфлацията започна да се тълкува в контекста на теорията за супергравитацията, а по-късно - теорията за суперструните. Този път обаче се оказа много труден. Първо, и двете теории използват изключително сложна математика, и второ, те са проектирани по такъв начин, че е много, много трудно да се приложи инфлационен сценарий с тяхна помощ. Следователно напредъкът тук е доста бавен. През 2000 г. трима японски учени със значителни трудности получиха в рамките на теорията за супергравитацията модел на хаотична инфлация, който аз бях измислил почти 20 години по-рано. Три години по-късно ние в Станфорд направихме работа, която показа фундаменталната възможност за конструиране на инфлационни модели с помощта на теорията на суперструните и, на нейна основа, обяснение на четириизмерността на нашия свят. По-конкретно, открихме, че по този начин можем да получим вакуумно състояние с положителна космологична константа, което е необходимо за предизвикване на инфлация. Нашият подход беше успешно разработен от други учени и това значително допринесе за напредъка на космологията. Сега е ясно, че теорията на суперструните допуска съществуването на гигантски брой вакуумни състояния, пораждащи експоненциалното разширяване на Вселената.
Сега трябва да направим още една крачка и да разберем структурата на нашата Вселена. Работата е в ход, но среща огромни технически затруднения и все още не е ясен какъв ще бъде резултатът. Моите колеги и аз работихме през последните две години върху семейство от хибридни модели, които разчитат както на суперструни, така и на супергравитация. Има напредък, вече сме в състояние да опишем много реално съществуващи неща. Например, ние сме близо до разбирането защо плътността на вакуумната енергия сега е толкова ниска, която е само три пъти по-висока от плътността на частиците и радиацията. Но трябва да продължим напред. Очакваме с нетърпение резултатите от наблюденията от космическата обсерватория Планк, която измерва спектралните характеристики на космическото микровълново фоново лъчение с много висока резолюция. Възможно е показанията от неговите инструменти да поставят под ножа цели класове инфлационни модели и да дадат тласък на развитието на алтернативни теории.“
Инфлационната космология може да се похвали с много забележителни постижения. Тя предсказа плоската геометрия на нашата Вселена много преди астрономите и астрофизиците да потвърдят този факт. До края на 90-те години се смяташе, че при пълно отчитане на цялата материя във Вселената числената стойност на параметъра Ω не надвишава 1/3. Откриването на тъмната енергия беше необходимо, за да се гарантира, че тази стойност е практически равна на единица, както следва от инфлационния сценарий. Флуктуациите в температурата на космическото микровълново фоново лъчение бяха предсказани и техният спектър беше изчислен предварително. Има много подобни примери. Многократно са правени опити да се опровергае теорията за инфлацията, но никой не е успял. Освен това, според Андрей Линде, през последните години се появи концепцията за множество вселени, чието формиране може да се нарече научна революция: „Въпреки своята незавършеност, тя става част от културата на ново поколение от физици и космолози.”
КАКТО И ЕВОЛЮЦИЯТА
„Инфлационната парадигма сега се прилага в много варианти, сред които няма признат лидер“, казва Александър Виленкин, директор на Института по космология към университета Тъфтс. - Има много модели, но никой не знае кой е правилният. Затова не бих говорил за драматичен напредък, постигнат през последните години. Да, и все още има достатъчно трудности. Например, не е напълно ясно как да се сравняват вероятностите за събития, предсказани от определен модел. Във вечната вселена всяко събитие трябва да се случи безброй пъти. Така че, за да изчислите вероятностите, трябва да сравните безкрайности, а това е много трудно. Остава и нерешеният проблем с началото на инфлацията. Най-вероятно не можете без него, но все още не е ясно как да стигнете до него. И все пак инфлационната картина на света няма сериозни конкуренти. Бих го сравнил с теорията на Дарвин, която в началото също имаше много несъответствия. Тя обаче никога не е имала алтернатива и в крайна сметка спечели признанието на учените. Струва ми се, че концепцията за космологична инфлация ще се справи перфектно с всички трудности.
Според теорията за космическата инфлация ранната Вселена започва да се разширява експоненциално веднага след Големия взрив. Космолозите представят тази теория през 1981 г., за да обяснят няколко важни проблема в космологията.
Един такъв проблем е проблемът с хоризонта. Да приемем за момент, че Вселената не се разширява. Сега си представете, че в много ранната Вселена фотон е бил освободен и е летял свободно, докато не се е сблъскал със Северния полюс на Земята. Сега си представете, че в същото време е бил освободен фотон, този път в посока, обратна на първата. Трябваше да удари Южния полюс на Земята.
Могат ли два дадени фотона да обменят някаква информация, възникнала по време на тяхното създаване? Очевидно не. Тъй като времето, необходимо за прехвърляне на данни от един фотон към друг, в този случай ще бъде две епохи на Вселената. Фотоните са изолирани. Те са отвъд хоризонта на другия.
Наблюденията обаче показват, че фотоните, идващи от противоположни посоки, са си взаимодействали по някакъв начин. Тъй като фоновото микровълново космическо лъчение има почти еднаква температура във всички точки на нашето небе.
Този проблем може да бъде решен чрез приемане на предположението, че известно време след Големия взрив Вселената се е разширявала експоненциално. До този момент Вселената може да е имала случаен контакт и балансирана обща температура. Регионите, които днес са далеч един от друг, са били много близки в ранната Вселена. Това обяснява защо фотоните, идващи от различни посоки, почти винаги имат една и съща температура.
Прост модел за разбиране на разширяването на Вселената е като инфлацията балон. За наблюдател, разположен от двете страни на топката, може да изглежда, че той е в центъра на разширението, тъй като всички съседни точки стават по-далеч.
Когато балонът е надут, разстоянията между обектите на повърхността на балона са около e60 = 1026. Това е число с двадесет и шест нули. Той надхвърля нормалните политико-икономически дебати за инфлацията.
Квантови флуктуации
Нека си представим, че преди надуването на балона върху него е имало надпис. Толкова малък, че не се четеше. Надуването на балона направи съобщението четливо. Това означава, че инфлацията действа като микроскоп, който показва какво е написано върху оригиналната топка.
По подобен начин можем да разгледаме квантовите флуктуации, създадени в началото на инфлацията. Разширяването на пространството по време на ерата на инфлацията действа като огромен микроскоп, който разкрива квантови флуктуации. Това оставя отпечатъци в космическото микровълново фоново лъчение (по-горещи и по-хладни области) и в разширяването на галактиките.
Когато използваме класическата физика, еволюцията на инфлационната Вселена е хомогенна - всяка точка в пространството се развива идентично. Въпреки това, квантовата физикавъвежда известна несигурност в началните условия за различни точки в пространството.
Тези вариации действат като семена, за да образуват структура. След период на инфлация, когато флуктуациите станат по-силни, разпределението на материята ще се различава леко от място на място във Вселената. Силата на гравитацията образува по-плътни области, което води до образуването на галактики.
- Превод
Това вече не е спекулативна теория, тъй като четири от тях са потвърдени.
Научните идеи трябва да са прости, обяснителни и предсказващи. И доколкото знаем днес, инфлационната мултивселена няма такива свойства.
- Пол Стайнхарт, 2014 г
Когато мислим за Големия взрив, си представяме началната точка на Вселената: горещо, плътно, разширяващо се състояние, от което идва всичко. Като забелязваме и измерваме сегашното разширяване на Вселената - отлитащите една от друга галактики, можем не само да определим съдбата на Вселената, но и нейното начало.
Но това горещо и плътно състояние поставя много въпроси, включително:
Защо много отдалечени, различни региони на пространството, които не могат да обменят информация от началото на времето, са пълни с еднаква плътност на материята и излъчване с еднаква температура?
Защо Вселената, която би се свила отново, ако имаше повече материя, или би се разширила в нищото, ако имаше по-малко материя, е толкова перфектно балансирана?
И къде, ако Вселената преди това е била в много горещо и плътно състояние, са всички тези високоенергийни реликтови частици (като магнитни монополи), които теоретично трябва да бъдат лесни за откриване днес?
Отговори на въпросите бяха намерени в края на 1979 г., началото на 1980 г., когато Алън Гут изложи теорията за космическата инфлация.
Приемайки, че Големият взрив е предшестван от състояние, в което Вселената не е била изпълнена с материя и радиация, а само с голямо количество енергия, присъща на тъканта на самия космос, Гут успява да разреши всички тези проблеми. Освен това през 1980 г. се случиха други разработки, които направиха възможно намирането на нови класове модели, които помагат инфлационни моделивъзпроизвежда днешната Вселена:
Изпълнен с материя и радиация,
изотропен (еднакъв във всички посоки),
хомогенен (еднакъв във всички точки),
горещ, плътен и разширяващ се в първоначалното състояние.
Такива модели са разработени от Андрей Линде, Пол Щайнхарт, Анди Албрехт, а допълнителни детайли са разработени от Хенри Тай, Брус Алън, Алексей Старобински, Майкъл Търнър, Дейвид Шрам, Роки Колб и други.
Открихме нещо забележително: два общи класа модели ни дадоха всичко, от което се нуждаехме. Имаше нова инфлация, с плосък потенциал на върха, от който инфлационното поле можеше да се „търкаля бавно“ към дъното, и имаше хаотична инфлация с U-образен потенциал, от който също можеше бавно да се търкаля надолу.
И в двата случая пространството се разширяваше експоненциално, изправяше се, свойствата му бяха еднакви навсякъде и когато инфлацията приключи, вие се върнахте във Вселена, много подобна на нашата. Освен това получихте пет допълнителни прогнози, за които нямаше наблюдения по това време.
1) Плоска Вселена. В началото на 80-те години завършихме проучвания на галактики, галактически купове и започнахме да разбираме широкомащабната структура на Вселената. Въз основа на това, което видяхме, успяхме да измерим два показателя:
Критичната плътност на Вселената, тоест плътността на материята, необходима за идеалния баланс на Вселената между повторно свиване и вечно разширяване.
Реалната плътност на материята във Вселената, не само светещата материя, газ, прах и плазма, но всички източници, включително тъмната материя, която има гравитационен ефект.
Установихме, че вторият е между 10% и 35% от първия, в зависимост от източника на данни. С други думи, във Вселената е имало много по-малко от критично количество материя - което означава, че Вселената е отворена.
Но инфлацията предсказа плоска вселена. Той приема Вселената от каквато и да е форма и я разтяга до плоско състояние или поне до състояние, неразличимо от това да е плоско. Много хора са се опитвали да изградят модели на инфлация, които биха създали (отворена) вселена с отрицателна кривина, но не са успели.
С появата на тъмната енергия, в резултат на наблюдението на свръхнова през 1998 г., последвано от данните от WMAP, публикувани за първи път през 2003 г. (и данните от Boomerang, публикувани малко по-рано), стигнахме до заключението, че Вселената наистина е плоска и причината за ниската плътност на материята е наличието на тази нова, неочаквана форма на енергия.
2) Вселена с флуктуации в мащаби, по-големи от светлината, която може да преодолее. Инфлацията - като кара пространството на Вселената да се разширява експоненциално - раздува това, което се случва в много малки мащаби, до много големи. Днешната Вселена има присъща несигурност квантово ниво, малки колебания в енергията, възникващи поради принципа на неопределеността на Хайзенберг.
Но по време на инфлацията, тези дребномащабни флуктуации на енергията би трябвало да са се разпространили из цялата Вселена до гигантски макроскопични мащаби, простиращи се по целия й обхват! (И като цяло, и дори по-нататък, тъй като не можем да наблюдаваме нищо, което се намира извън наблюдаемата Вселена).
Но като разгледахме флуктуациите на космическото микровълново фоново лъчение в най-големите мащаби, което проектът COBE успя да направи до известна степен през 1992 г., ние открихме тези флуктуации. И с подобрените резултати от WMAP успяхме да измерим тяхната величина и да видим, че те са в съответствие с прогнозите за инфлация.
3) Вселена с адиабатични флуктуации, тоест с еднаква ентропия навсякъде. Флуктуациите могат да бъдат различни: адиабатични, с постоянна кривина или смес от двата вида. Инфлацията прогнозира 100% адиабатични флуктуации, което означава наличието на добре дефинирани параметри на CMB, които могат да бъдат измерени в WMAP, и мащабни структури, измерени в проектите 2dF и SDSS. Ако CMB и големи флуктуации са свързани, те са адиабатични, но ако не, те могат да бъдат с постоянна кривина. Ако имаше различен набор от флуктуации във Вселената, нямаше да знаем за това до 2000 г.!
Но тази точка беше толкова приета за даденост от останалите успехи на инфлационната теория, че нейното потвърждение остана почти незабелязано. Това беше просто потвърждение на това, което вече „знаем“, въпреки че всъщност беше толкова революционно, колкото и всички останали.
4) Вселена, в която спектърът на флуктуациите е малко по-малък от този на инварианта на мащаба (n s< 1). Это серьёзное предсказание! Конечно, инфляция, в общем, предсказывает, что флуктуации должны быть масштабно-инвариантными. Но есть подвох, или уточнение: форма инфляционных потенциалов влияет на то, как спектр флуктуаций отличается от идеальной масштабной инвариантности.
Работни модели, открити през 80-те години на миналия век, предвиждат, че спектърът на флуктуация (скаларен спектрален индекс, n s) трябва да бъде малко по-малък от 1, някъде между 0,92 и 0,98, в зависимост от използвания модел.
Когато получихме данните от наблюденията, открихме, че измереното количество, ns, е около 0,97, с несигурност (според CMB измерванията на проекта BAO) от 0,012. Те бяха забелязани за първи път в WMAP и това наблюдение беше не само потвърдено, но беше подсилено от други с течение на времето. Наистина е по-малко от едно и само инфлацията направи тази прогноза.
5) И накрая, Вселената с определен спектър от флуктуации на гравитационните вълни. Това е последната прогноза, единствената голяма, която все още не е потвърдена. Някои модели - например моделът на Линде за хаотична инфлация - произвеждат големи гравитационни вълни (такива вълни трябваше да бъдат забелязани от BICEP2), други, например моделът на Албрехт-Щайнхард, могат да произвеждат много малки гравитационни вълни.
Ние знаем какъв трябва да бъде техният спектър и как тези вълни взаимодействат с флуктуациите в поляризацията на космическото микровълново фоново лъчение. Несигурността е само в тяхната сила, която може да е твърде малка, за да се наблюдава, в зависимост от това кой модел на инфлация е правилен.
Спомнете си това следващия път, когато прочетете статия за спекулативния характер на теорията за инфлацията или как един от основателите на теорията се съмнява в нейната истинност. Да, хората се опитват да намерят дупки в най-добрите теории и търсят алтернативи; Това правим ние учените.
Но инфлацията не е някакво теоретично чудовище, отделено от наблюдението. Тя направи пет нови прогнози, четири от които потвърдихме! Тя може да е предвидила неща, които все още не знаем как да тестваме, като мултивселената, но това не отнема нейния успех.
Теорията за космическата инфлация вече не е спекулативна. Благодарение на наблюденията на космическото микровълново фоново лъчение и мащабните структури на Вселената успяхме да потвърдим нейните прогнози. Това е първото от всички събития, случили се в нашата Вселена. Космическата инфлация се случи преди Големия взрив и подготви всичко за появата му. И може би можем да научим много повече благодарение на нея!