Инфляция в физике: Самовоспроизводящаяся Инфляционная Вселенная

Самовоспроизводящаяся Инфляционная Вселенная

Хотя скалярные поля не предмет повседневной жизни, знакомая аналогия существует. Это электростатический потенциал – напряжение в цепи тока, например. Электрическое поле проявляет себя, только если потенциал неоднороден (не одинаков), как между полюсами батареи или, если он меняется со временем. Если он одинаков везде (скажем 110 в), то никто его не замечает. Этот потенциал просто другое вакуумное состояние. Подобно этому скалярное поле выглядит как вакуум. Мы его не видим, даже если окружены им.     Эти скалярные поля заполняют Вселенную и проявляют себя лишь через свойства элементарных частиц. Если скалярное поле взаимодействует с W, Z, то они становятся тяжёлыми. Частицы, которые не взаимодействуют со скалярным полем, как фотоны, остаются лёгкими.     Чтобы описать физику элементарных частиц, физики, поэтому, начали с теории, в которой все частицы изначально лёгкие и в которой нет фундаментальных различий между слабым и электромагнитным взаимодействием. Эти различия появляются позже, когда Вселенная расширяется и заполняется различными скалярными полями. Процесс, в котором фундаментальные силы разделяются, называется нарушением (breaking) симметрии. Особое значение скалярного поля, которое появляется во Вселенной, определяется положением минимума её потенциальной энергии.     Скалярные поля играют решающую роль в космологии, так же как и в физике элементарных частиц. Они обеспечивают механизм, который генерирует быструю инфляцию Вселенной. В самом деле, согласно общей теории относительности Вселенная расширяется со скоростью (приблизительно) пропорциональной квадратному корню из её плотности. Если Вселенная заполнена обычной материей, тогда плотность быстро уменьшается с расширением Вселенной. Поэтому расширение Вселенной должно быстро замедляться по мере падения плотности. Но из-за эквивалентности массы и энергии, установленной Эйнштейном, потенциальная энергия скалярного поля также даёт вклад в расширение. В определённых случаях эта энергия уменьшается значительно медленнее, чем плотность обычной материи.     Приблизительное постоянство (persistance) этой энергии ( её медленное уменьшение) может вести к стадии экстремально быстрого расширения или инфляции Вселенной. Эта возможность возникает, даже если рассматривать простейшую версию теории скалярного поля. В этой версии потенциальная энергия достигает минимума в точке, где скалярное поле исчезает. В этом случае, чем больше скалярное поле, тем больше его потенциальная энергия. Согласно общей теории относительности энергия скалярного поля должна вызывать очень быстрое расширение Вселенной. Расширение замедляется тогда, когда скалярное поле достигает минимума своей потенциальной энергии.     Одна возможность представить эту ситуацию – шар, скатывающийся по стенке большой миски. Дно миски – минимум энергии. Положение шара соответствует значению скалярного поля. Конечно, уравнения, описывающие движение (изменение) скалярного поля в расширяющейся Вселенной, отчасти сложнее, чем для шара в пустой миске. Они содержат дополнительный член трения или вязкости. Это трение похоже на чёрную патоку в миске. Вязкость этой жидкости зависит от энергии поля. Чем выше шар, тем толще слой жидкости. Поэтому, если поле вначале очень большое, то энергия падала экстремально медленно.     Инертность энергетического падения скалярного поля решающим образом влияет на скорость расширения. Падение было таким постепенным, что потенциальная энергия скалярного поля оставалась почти постоянной по мере расширения Вселенной. Это сильно контрастирует с обычной материей, плотность которой быстро падает с расширением Вселенной. Благодаря большой энергии скалярного поля Вселенная продолжала расширяться со скоростью больше, чем предсказывалось доинфляционными космологическими теориями. Размер Вселенной в этом режиме растёт экспоненциально.     Стадия самоподдерживающейся, экспоненциально быстрой инфляции продолжается недолго. Её длительность ≈10 -35 сек. Когда энергия поля снижается, вязкость почти исчезает и инфляция заканчивается. Подобно шару, достигающему дна миски, скалярное поле начинает осциллировать вблизи минимума её потенциальной энергии. В процессе этой осцилляции оно теряет энергию, отдавая её на образование элементарных частиц. Эти частицы взаимодействуют друг с другом и, в конце концов, устанавливается равновесная температура. Начиная с этого момента стандартная теория Большого взрыва может описать дальнейшую эволюцию Вселенной.       Главное различие между инфляционной теорией и старой космологией выясняется при вычислении размера Вселенной в конце инфляции. Даже, если Вселенная в начале инфляции имела размер 10 -33 см (планковский размер), после 10-35 сек инфляции её размер становится немыслимо огромным. Согласно некоторым  инфляционным моделям этот размер становится  см, т. е. единица с триллионом нулей. Это число зависит от модели, но в большинстве из них этот размер на много порядков больше размера наблюдаемой Вселенной (1028 см).     Этот огромный (инфляционный) спурт немедленно решает большинство проблем старой космологической теории. Наша Вселенная – гладкая и однородная, потому что все неоднородности растянуты в раз. Плотность первичных магнитных монополей и других «нежелательных» дефектов становится экспоненциально разбавленной. (Недавно мы нашли, что монополи могут вызывать самоинфляцию и таким образом эффективно выталкивать себя из наблюдаемой Вселенной). Вселенная становится так велика, что мы сейчас видим только крошечную её долю. Вот почему, подобно малой части поверхности огромного подверженного инфляции баллона, наша часть Вселенной выглядит плоской. Вот почему нам не нужно требовать, чтобы все части Вселенной начали расширяться одновременно. Один домен самых малых возможных размеров (10 -33 см) более чем достаточен, чтобы произвести всё, что мы сейчас видим.     Инфляционная теория не всегда выглядела такой концептуально простой. Попытки получить стадию экспоненциального расширения Вселенной имеют давнюю историю. К сожалению, из-за политических барьеров эта история только частично известна американским читателям.     Первая реалистическая версия инфляционной теории была создана Алексеем Старобинским (Институт теоретической физики им. Ландау) в 1979 г. Модель Старобинского произвела сенсацию среди российских астрофизиков, и в течение двух лет она оставалась главной темой обсуждения на всех конференциях по космологии в Советском Союзе. Эта модель довольно сложна и основана на теории аномалий в квантовой гравитации. Она не сказала много о том, как инфляция начинается.     В 1981 г. Алан Гус (Alan H Guth, Массачусэтс, США) предположил, что горячая Вселенная на некоторой промежуточной стадии могла расширяться экспоненциально. Его модель возникла из теории, которая интерпретирует развитие ранней Вселенной как серию фазовых переходов. Это последняя теория была предложена в 1972 г. Давидом Киржницем и мной (Андреем Линде). Согласно этой идее по мере расширения и охлаждения Вселенной она конденсируется в различных формах. Водяной пар подвергается таким фазовым переходам. По мере охлаждения пар конденсируется в воду, которая, если продолжить охлаждение, становится льдом.     Идея Гуса требовала, чтобы инфляция возникала, когда Вселенная была в нестабильном, переохлаждённом состоянии. Переохлаждение является обычным в процессе фазового перехода. Например, вода при подходящих обстоятельствах остаётся жидкой и при to< 0o C. Конечно, переохлаждённая вода, в конце концов, замерзает. Это событие соответствует концу инфляционного периода. Идея использовать переохлаждение для решения многих проблем модели Большого взрыва была очень привлекательной. К сожалению, как сам Гус указал, постинфляционная Вселенная в его сценарии становится экстремально неоднородной. После исследования своей модели в течение года он, наконец, отказался от неё в своей статье с Еrick J. Weinberg из Колумбийского университета.     В 1982 г. я ввёл так называемый новый инфляционный сценарий Вселенной, который Andreas Albrecht и Paul J. Steinhardt из университета Пенсильвании также позже открыли (см. «The Inflationary Universe» by Alan H. Guth and Paul J. Steinhardt, SCIENTIFIC AMERICAN, May 1984). Этот сценарий «справился» с главными проблемами модели Гуса. Но она всё ещё оставалась довольно сложной и не очень реалистичной.     Только год позже я осознал, что инфляция это естественно возникающая черта многих теорий элементарных частиц, включающих простейшую модель скалярного поля, обсуждавшуюся выше. Не нужны эффекты квантовой гравитации, фазовых переходов, переохлаждения и даже стандартного предположения, что Вселенная первоначально была горячей. Достаточно рассмотреть все возможные сорта и значения скалярного поля в ранней Вселенной и затем проверить, есть ли среди них те, которые ведут к инфляции. Те места (Вселенной), где инфляция не возникает, остаются малыми. Те домены, где инфляция имеет место, становятся экспоненциально большими и доминирующими в общем объёме Вселенной. Из-за того, что скалярное поле может принять произвольное значение в ранней Вселенной, я назвал этот сценарий хаотической инфляцией.     Во многих отношениях хаотическая инфляция так проста, что трудно понять, почему эта идея не была открыта быстрее. Я думаю, что причина чисто философская. Блестящие успехи теории Большого взрыва гипнотизировали космологов. Мы предполагали, что полная Вселенная была создана в один и тот же момент, что вначале она была горячей, и что скалярное поле вначале находилось вблизи минимума своей потенциальной энергии. Как только мы начали ослаблять эти предположения, мы немедленно нашли, что инфляция не экзотическое явление, придуманное теоретиками для решения своих проблем. Это общий режим, который возникает в широком классе теорий элементарных частиц.       Это быстрое растяжение Вселенной может одновременно решить много трудных космологических проблем и может показаться слишком хорошим, чтобы быть правдой. В самом деле, если все неоднородности были сглажены растяжением, как образуются галактики? Ответ в том, что пока удаляются ранее образованные неоднородности, инфляция в то же время создаёт новые.       Эти неоднородности возникают от квантовых эффектов. Согласно квантовой механике пустое пространство не полностью пустое. Вакуум заполнен малыми квантовыми флуктуациями. Эти флуктуации могут рассматриваться как волны или как волнистость физических полей. Волны имеют все возможные длины и двигаются во всех направлениях. Мы не можем детектировать эти волны, потому что они живут очень мало и микроскопические.       В инфляционной Вселенной структура вакуума становится даже более сложной. Инфляция быстро растягивает волны. Как только длина волны становится достаточно большой, эта волнистость начинает чувствовать кривизну Вселенной. В этот момент растяжение волн останавливается из-за вязкости скалярного поля (напомним, что уравнение, описывающее поле, содержит член трения).     Первыми вымораживаются флуктуации, которые имеют большие длины волн. По мере того, как Вселенная расширяется, новые флуктуации становятся более растянутыми и вымораживаются на вершине других вымороженных волн. На этой стадии мы не можем назвать больше эти волны квантовыми флуктуациями. Большинство их имеют экстремально большие длины волн. Так как эти волны не двигаются и не исчезают, они увеличивают значение скалярного поля в некоторых областях и уменьшают в других, создавая, таким образом, неоднородности. Эти возмущения в скалярном поле вызывают возмущения плотности во Вселенной, что является ключевым для последующего образования галактик.     Вдобавок к объяснению многих черт нашего мира инфляционная теория делает несколько важных и тестируемых предсказаний. Во-первых, Вселенная должна быть экстремально плоской. Эта плоскостность может быть экспериментально проверена, так как плотность Вселенной связана просто со скоростью её расширения. До сих пор наблюдаемые данные в соответствии с этим предсказанием.       Другое проверяемое предсказание связано с возмущениями плотности, произведёнными в течение инфляции. Эти возмущения плотности действуют на распределение материи во Вселенной. Более того, они могут сопровождаться гравитационными волнами. И возмущения плотности и гравитационные волны накладывают отпечаток на микроволновое реликтовое излучение (МВR). Они передают температуре этого излучения слабые различия в различных местах неба. Эти неоднородности точно такие, какие найдены 2 года назад спутником Cosmic Background Explorer(COBE) и это подтверждено рядом более поздних экспериментов.       Хотя результаты СОВЕ согласуются с предсказаниями инфляции, было бы преждевременно заявить, что СОВЕ подтверждает инфляционную теорию. Но определённо, правда, что результаты спутника на текущем уровне точности могли бы опровергнуть большинство инфляционных моделей, но это не случилось. В настоящее время ни одна другая теория не может  объяснить, почему Вселенная так однородна, и всё ещё предсказать «рябь пространства», открытую СОВЕ.       Тем не менее, мы должны держать ум открытым. Существует возможность, что некоторые новые наблюдательные данные могут противоречить инфляционной космологии. Например, если бы наблюдательные данные сказали нам, что плотность Вселенной значительно отличается от критической, которая соответствует плоской Выселенной, то инфляционная космология столкнулась бы с реальным вызовом (можно разрешить и эту проблему, если она появится, но это довольно сложно).       Другое осложнение имеет чисто теоретическую природу. Инфляционные модели основаны на теории элементарных частиц, а эта теория сама полностью не сформирована. Некоторые версии этой теории (особенно теория суперструн) автоматически не ведут к инфляции. Вытаскивание инфляции из моделей суперструн может потребовать радикально новых идей. Мы должны определённо продолжать исследование альтернативных космологических теорий. Многие космологи, однако, верят, что инфляция, или что-то очень подобное ей, абсолютно необходимы для конструирования последовательной космологической теории. Инфляционная теория сама изменяется по мере того, как теория физики частиц быстро эволюционирует. Список новых моделей включает расширенную инфляцию, естественную инфляцию, гибридную инфляцию и многое другое. Каждая модель имеет уникальные черты, которые можно проверить через наблюдения или эксперименты. Большинство, однако, основано на идее хаотической инфляции.       Здесь мы подходим к наиболее интересной части нашей теории, к теории вечно существующей самовоспроизводящейся Вселенной. Эта теория довольно общая, но выглядит особенно многообещающей и ведёт к наиболее драматическим следствиям в контексте хаотического инфляционного сценария.       Как я уже упоминал, можно представить квантовые флуктуации скалярного поля в инфляционной Вселенной как волны. Они вначале двигаются во всевозможных направлениях и затем замораживаются одна на вершине другой. Каждая вымороженная волна слабо увеличивает скалярное поле в одних местах Вселенной и уменьшает в других.     Теперь рассмотрим те места Вселенной, где эти вновь вымороженные волны настойчиво (persistently, т.е. несколько раз подряд) увеличили скалярное поле. Такие области экстремально редки, но всё ещё существуют. И они могут быть экстремально важны. Эти редкие домены Вселенной, где поле прыгнуло вверх достаточно высоко, начнут экспоненциально расширяться с всегда увеличивающейся скоростью. Чем выше прыгнуло скалярное поле, тем расширение быстрее. Очень скоро эти редкие домены приобретут много бòльшие объёмы, чем другие.      Из этой (инфляционной) теории следует, что если Вселенная содержит, по крайней мере, один инфляционный домен достаточно большого размера, она начнёт непрерывно производить новые инфляционные домены. Инфляция в каждой точке может кончиться быстро, но много других мест будут продолжать расширяться. Полный объём всех этих доменов будет расти без конца. По существу, одна инфляционная Вселенная рождает другие инфляционные пузыри, которые в свою очередь рождают другие (см. картинку в конце).     Этот процесс, который я назвал вечной (eternal) инфляцией, идёт как цепная реакция, производя фракталоподобную картину Вселенной. В этом сценарии Вселенная, как целое, бессмертна. Каждая часть Вселенной может произойти из сингулярности где-то в прошлом и может закончиться сингулярностью где-то в будущем. Однако, нет конца эволюции всей Вселенной.     Ситуация с самым началом (very beginning) менее определённая. Есть шанс, что все части Вселенной были созданы одновременно в начальной сингулярности Большого взрыва. Необходимость этого предположения, однако, больше не очевидна. Более того, полное число инфляционных пузырей в нашем космическом дереве растёт экспоненциально со временем. Поэтому большинство пузырей (включая нашу собственную часть Вселенной) вырастает неопределённо далеко от ствола этого дерева. Хотя этот сценарий делает существование начального Большого взрыва почти ненужным (неуместным), для всех практических целей можно рассматривать момент образования каждого инфляционного пузыря как новый Большой взрыв. Из этой перспективы следует, что инфляция – не часть теории Большой взрыва, как думали 15 лет назад. Напротив, Большой взрыв – часть инфляционной модели.       Думая о процессе самовоспроизведения Вселенных, мы не можем избежать художественных аналогий, однако, они могут быть поверхностными. Можно интересоваться, если этот процесс таков, то, что случится со всеми нами? Мы рождены некоторое время назад. В конце концов, мы умрём и целый мир наших душ, чувствований и памяти исчезнет. Но были те, кто жил до нас, будут те, кто будет жить после, и человечество в целом, если оно достаточно умно, может жить долго.   Инфляционная теория предполагает, что подобный процесс может возникать во Вселенной. Может возникнуть некий оптимизм из знания того, что даже если наша цивилизация умрёт, будут другие места во Вселенной, где жизнь возникнет снова и снова во всех своих возможных формах.   Могут ли дела быть даже более любопытными? Да. До сих пор мы рассматривали простейшую инфляционную теорию с одним скалярным полем, которое имеет только один минимум потенциальной энергии. Между тем, реалистические модели элементарных частиц предсказывают (обсуждают) много сортов скалярных полей. Например, в объединённых теориях слабого, сильного и электромагнитного взаимодействий существует, по крайней мере, два других скалярных поля. Потенциальная энергия этих скалярных полей может иметь несколько различных минимумов. Это обстоятельство означает, что подобная теория может иметь дело с различными вакуумными состояниями, отвечающими различным типам нарушения симметрий между фундаментальными взаимодействиями и, как результат, с различными законами низкоэнергичной физики. (Взаимодействия частиц при экстремально больших энергиях не зависят от нарушений симметрий).   Такие сложности в скалярном поле означают, что после инфляции Вселенная может оказаться разделённой на экспоненциально большие домены, которые отличаются законами низкоэнергичной физики. Заметим, что это деление возникает, даже если полная Вселенная первоначально родилась в одном состоянии, соответствующем одному частному минимуму потенциальной энергии. В самом деле, большие квантовые флуктуации могут заставлять скалярное пле выпрыгивать из их минимумов. То есть они могут перебрасывать шары из одних мисок в другие. Каждая миска соответствует альтернативным законам взаимодействия частиц. В некоторых инфляционных моделях квантовые флуктуации так велики, что даже число размерностей пространства и времени может меняться.       Если эта модель правильна, то одна физика не может обеспечить полное объяснение всех свойств нашего участка Вселенной. Та же физическая теория может дать большие части Вселенной, которые имеют различные свойства. Согласно этому сценарию мы обнаруживаем себя внутри 4-х мерного домена с нашим типом физических законов не потому, что домены с различной размерностью и альтернативными свойствами невозможны или неправдоподобны, а просто потому, что наш сорт жизни невозможен в других доменах.       Означает ли это, что понимание всех свойств нашей области Вселенной потребует, кроме знания физики, глубокого исследования нашей собственной природы, возможно даже включая природу нашего сознания? Этот вывод определённо один из наиболее неожиданных, которые могут возникнуть из недавнего развития инфляционной космологии.       Эволюция инфляционной теории приводит к возникновению совершенно новой космологической парадигмы, которая отличается значительно от старой теории Большого взрыва и даже от первых версий инфляционного сценария.     В ней Вселенная оказывается и хаотической и однородной, расширяющейся и стационарной. Наш космический дом растёт, флуктуирует и вечно воспроизводит сам себя во всевозможных формах, как бы приспособляя себя ко всем возможным типам жизни, которые он может поддерживать.     Некоторые части новой теории, мы надеемся, останутся с нами на годы. Многие другие должны будут значительно модифицированы, чтобы подходить под новые экспериментальные данные и новые изменения в теории элементарных частиц. Кажется, однако, что последние 15 лет развития космологии необратимо изменили наше понимание структуры и судьбы Вселенной и нашего собственного места в ней.

Всемогущая инфляция

Алексей Левин
«Популярная механика» №7, 2012

Один из фрагментов первой микросекунды жизни вселенной сыграл огромную роль в ее дальнейшей эволюции.

Концептуальный прорыв стал возможным благодаря очень красивой гипотезе, родившейся в попытках найти выход из трех серьезных неувязок теории Большого взрыва — проблемы плоской Вселенной, проблемы горизонта и проблемы магнитных монополей.

Редкая частица

С середины 1970-х годов физики начали работать над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных взаимодействий — сильного, слабого и электромагнитного. Многие из этих моделей приводили к заключению, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии рождаться очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд. Когда возраст Вселенной достиг 10^–36 секунды (по некоторым оценкам, даже несколько раньше), сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельность. При этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты с массой в 10¹⁵–10¹⁶ большей, чем масса тогда еще не существовавшего протона. Когда, в свою очередь, электрослабое взаимодействие разделилось на слабое и электромагнитное и появился настоящий электромагнетизм, эти дефекты обрели магнитные заряды и начали новую жизнь — в виде магнитных монополей.

Эта красивая модель поставила космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи аннигилируют при столкновении с «южными», но в остальном эти частицы стабильны. Из-за огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба вскоре после рождения они были обязаны замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться по пространству и сохраниться до наших времен. Согласно стандартной модели Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.

Все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Как показал поиск монополей в железных рудах и морской воде, отношение их числа к числу протонов не превышает 10^–30. Либо этих частиц вообще нет в нашей области пространства, либо столь мало, что приборы неспособны их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей Галактики, а этого не обнаружено.

Конечно, можно допустить, что монополей вообще никогда не было. Некоторые модели объединения фундаментальных взаимодействий и в самом деле не предписывают их появления. Но проблемы горизонта и плоской Вселенной остаются. Так получилось, что в конце 1970-х космология столкнулась с серьезными препятствиями, для преодоления которых явно требовались новые идеи.

Отрицательное давление

И эти идеи не замедлили появиться. Главной из них была гипотеза, согласно которой в космическом пространстве помимо вещества и излучения существует скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление. Такая ситуация выглядит парадоксальной, однако же она встречается в повседневной жизни. Система с положительным давлением, например сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением, ведь, в отличие от газа, она стремится не расшириться, а сжаться. Если такую ленту быстро растянуть, она нагреется и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поле с отрицательным давлением копит энергию, которая, высвобождаясь, способна породить частицы и кванты света.

Отрицательное давление может иметь различную величину. Но существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана–Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально.

Гипотеза экспоненциального расширения позволяет разрешить все три проблемы, приведенные выше. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного «пузырька» сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем заставившее его расширяться по экспоненциальному закону. Естественно, что после исчезновения этого давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.

Решение проблем

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10^–35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 10⁵⁰ раз, то к ее концу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его концу оно уменьшится в 10^–100 раз, то есть пространство станет идеально плоским!

Аналогично решается проблема монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала практически до нуля. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.

Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако можно обойтись и без него.

Из одного пузыря

На рубеже 1970–1980-х несколько теоретиков, первым из которых стал советский физик Алексей Старобинский, рассмотрели модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. В 1981 году американец Алан Гут опубликовал работу, привлекшую к этой идее всеобщее внимание. Он первым понял, что подобное расширение (скорее всего, завершившееся на возрастной отметке в 10^–34 с) снимает проблему монополей, которыми он поначалу и занимался, и указывает путь к разрешению неувязок с плоской геометрией и горизонтом. Гут красиво назвал такое расширение космологической инфляцией, и этот термин стал общепринятым.

Но модель Гута всё же имела серьезный недостаток. Она допускала возникновение множества инфляционных областей, претерпевающих столкновения друг с другом. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на реальное космическое пространство. Однако вскоре Андрей Линде из Физического института Академии наук (ФИАН), а чуть позже Андреас Альбрехт с Полом Стейнхардтом из Университета Пенсильвании показали, что если изменить уравнение скалярного поля, то всё становится на свои места. Отсюда следовал сценарий, по которому вся наша наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других инфляционных областей непредставимо большими расстояниями.

Хаотическая инфляция

В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, которая позволила объяснить и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. Во время инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает быстро осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии. При этом в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем расширяется уже по сценарию Большого взрыва. Этот механизм объясняет, почему сегодня мы наблюдаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, которые можно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной. Таким образом, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

Согласно модели Линде, распределение вещества и излучения в пространстве после инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного «растяжения» флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм обладает чрезвычайно мощной и универсальной космологической креативностью — если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга. Так что заглавие этой статьи — отнюдь не преувеличение.

В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (сейчас это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция прекращается в одной области и начинается в другой, и так до бесконечности. Это самовоспроизводящийся бесконечный процесс, порождающий ветвящееся множество миров — Мультивселенную. Одни и те же фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях — к примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в других вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину в настоящее время на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

Борьба идей

«Основные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, — объясняет «ПМ» один из авторов инфляционной космологии, профессор Стэнфордского университета Андрей Линде. — После этого главной задачей стала разработка реалистических теорий, основанных на этих идеях, но только критерии реалистичности не раз изменялись. В1980-х доминировало мнение, что инфляцию удастся понять с помощью моделей Великого объединения. Потом надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее — теории суперструн. Однако такой путь оказался очень нелегким. Во-первых, обе эти теории используют чрезвычайно сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий весьма и весьма непросто. Поэтому прогресс здесь оказался довольно медленным. В 2000 году трое японских ученых с немалым трудом получили в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал почти на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая показала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей с помощью теории суперструн и объясняла на ее основе четырехмерность нашего мира. Конкретно, мы выяснили, что так можно получить вакуумное состояние с положительной космологической постоянной, которое необходимо для запуска инфляции. Наш подход с успехом развили другие ученые, и это весьма способствовало прогрессу космологии. Сейчас понятно, что теория суперструн допускает существование гигантского количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.

Теперь следует сделать еще один шаг и понять устройство нашей Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что получится в результате, пока не ясно. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, которые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс есть, мы уже способны описать многие реально существующие вещи. Например, мы близки к пониманию того, почему сейчас столь невелика плотность энергии вакуума, которая всего втрое превышает плотность частиц и излучения. Но необходимо двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с очень высоким разрешением. Не исключено, что показания ее приборов пустят под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к развитию альтернативных теорий».

Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт подтвердили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобных примеров немало. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому не удалось. Кроме того, как считает Андрей Линде, в последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией: «Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов».

Наравне с эволюцией

«Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера, — говорит директор Института космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. — Моделей много, но никто не знает, которая из них правильная. Поэтому говорить о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом в последние годы, я бы не стал. Да и сложностей пока хватает. Например, не совсем понятно, как сравнивать вероятности событий, предсказанных той или иной моделью. В вечной вселенной любое событие должно происходить бесчисленное множество раз. Так что для вычисления вероятностей надо сравнивать бесконечности, а это очень непросто. Также существует нерешенная проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться. И все же у инфляционной картины мира нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая поначалу тоже имела множество неувязок. Однако альтернативы у нее так и не появилось, и в конце концов она завоевала признание ученых. Мне кажется, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со всеми трудностями».

Инфляционная стадия расширения Вселенной • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

Антимир их жители и квант света.
Физики обнаружили античастицы.
Если есть античастицы, значит есть и антимир.
Каков он этот Антимир?
Чем его жители занимаются?
* * *
В книге » Эволюция физики » Эйнштейн и Инфельд писали:
«Мы имеем законы, но не знаем, каково то тело отсчета,
к которому следует их отнести, и все наше физическое построение
оказывается возведенным на песке».
Они правы.
1)Мы знаем законы и формулы идеального газа,
но не знаем, к какой системе отсчета они относятся.
Умнейший Г.Гамов писал:’Идеальный газ формируется из молекул — точек, которые, конечно, не существуют в природе… ‘
Смешно. Формулы и законы справедливы, а частицы, их создающие,
отсутствуют.
Метафизика. То, чего нет, создает реальность.
2)Мы знаем законы и формулы SRT, но не знаем, что представляет собой отрицательное четырех — размерное пространство.
3) Квантовая теория утверждает, что в Вакууме из виртуальных частиц рождаются реальные частицы. Но что такое Вакуум — никто не объясняет.
Сказать, что Вакуум обладает самым низким энергетическим состоянием,
все равно что сказать :’ мертвый человек обладает самым низким энергетическим состоянием’.
Сказать, что Гравитация не исчезает, а только бесконечно приближается к нулю,
все равно что сказать :’мы не умираем, а только приближаемся к смерти’.
Но наши кладбища говорят о другом.
Они говорят — Смерть вещь реальная.
А физики не хотят признать Закона Смерти, этого реального факта.
Как же, пренебрегая очевидным фактом, можно понять Реальность?
* * *
НО если есть Антимир, то, как мы можем его познать?
Как мы можем взаимодействовать с ним?
Чтобы вырваться из объятий Земли ракета должна развить скорость
11,2 km/sec. А чтобы путешествовать в Антимир надо лететь со скоростью кванта света. Но никто, кроме самого квант света,
не обладает такой скоростью.
Он единственный, кто способен посетить Антимир.
Что же квант света может рассказать нам об Антимире?

* * *
Если у вас есть время и желание, то подробности на сайте:
http://www.socratus.com

Критика чистой инфляции: астрономы ломают копья о физике ранней Вселенной

Результаты эксперимента Planck, по словам Старобинского, подвергли сомнению точку зрения, которую неоднократно высказывал Андрей Линде. Согласно ей инфляция должна обязательно начинаться на планковской плотности материи, и, уже начиная с этого предельного для классического описания пространства-времени параметра, материя была распределена однородно. Однако в тех доказательствах, о которых шла речь выше, это не предполагалось. То есть в моделях такого типа перед стадией инфляционного расширения находятся анизотропная и неоднородная стадия эволюции Вселенной с большей, чем при инфляции, кривизной пространства-времени.

«Чтобы было понятнее, воспользуемся следующей аналогией, — поясняет космолог. — В общей теории относительности одним из общих решений являются вращающиеся черные дыры, описываемые метрикой Керра. То, что черные дыры — это общие решения, не значит, что они есть повсюду. Например, их нет в Солнечной системе и в ее окрестностях (к счастью для нас). А значит это то, что, поискав, мы их обязательно найдем. Так оно и произошло». В случае инфляции происходит то же самое – эта промежуточная стадия есть не во всех решениях, но в достаточно широком их классе, так что она вполне может возникнуть в однократной реализации, то есть для нашей Вселенной, которая существует в одном экземпляре. А вот то, насколько вероятно это однократное событие, полностью определяется нашими гипотезами о том, что предшествовало инфляции.

Утверждение 3. Квантовое явление «вечной инфляции», которое имеет место почти во всех инфляционных моделях и влечет за собой возникновение мультивселенной, приводит к полной неопределенности предсказаний инфляционного сценария: «Все, что может случиться, случается».

«Утверждение частично ложно, частично не имеет отношения к наблюдаемым эффектам в нашей Вселенной, — непреклонен академик. — Хотя слова в кавычках заимствованы IS&L из обзоров Виленкина и Гута, их смысл искажен. Там они стояли в другом контексте и значили не больше банального даже для школьника замечания, что уравнения физики (например, механики) можно решать для любых начальных условий: где-нибудь и когда-нибудь эти условия реализуются».

Почему «вечная инфляция» и образование «мультивселенной» не влияют на все процессы в нашей Вселенной после конца инфляционной стадии? Дело в том, что они происходят вне нашего светового конуса прошлого (кстати, и будущего тоже)», — объясняет Старобинский. Поэтому нельзя сказать однозначно, происходят ли они в нашем прошлом, настоящем или будущем. «Строго говоря, это верно с точностью до экспоненциально малых квантово-гравитационных эффектов, но во всех существующих последовательных расчетах такими эффектами всегда пренебрегали», — подчеркивает академик.

«Я не хочу сказать, что не интересно исследовать то, что лежит вне нашего светового конуса прошлого, — продолжает Старобинский, — но прямо с наблюдательными данными это пока не связано. Однако и здесь IS&L сбивают читателя с толку: если описывать «вечную инфляцию» правильно, то при заданных условиях в начале инфляционной стадии никакого произвола в предсказаниях не возникает (хотя не все мои коллеги с этим согласны). Более того, многие предсказания, в частности спектр неоднородностей материи и гравитационных волн, возникающих в конце инфляции, от этих начальных условий вообще не зависят», — добавляет космолог.

«Нет острой необходимости в пересмотре основ физики ранней Вселенной»

Олег Верходанов отмечает, что пока отказываться от текущей парадигмы нет оснований: «Конечно, у инфляции есть простор для интерпретации — семейство моделей. Но и среди них можно выбирать наиболее соответствующие распределению пятен на карте реликтового излучения. Пока большинство результатов миссии Planck играет в пользу инфляции». Алексей Старобинский отмечает, что с данными эксперимента Planck, к которым апеллируют IS&L, хорошо согласуется самая первая модель с де-ситтеровской стадией, предшествовавшей горячему Большому взрыву, которую он предложил еще в 1980 году (во время де-ситтеровской стадии, которая длилась около 10^–35 секунды, Вселенная быстро расширялась, заполняющий ее вакуум как бы растягивался без изменения своих свойств, — прим. Indicator.Ru).

Физика ранней Вселенной

Когда появилось пространство-время? Что было до Большого взрыва и как зарождалась наша Вселенная? Об этом и многом другом мы поговорили со специалистом по квантовой гравитации и космологии Андреем Барвинским

За последние годы и десятилетия ученым удалось значительно продвинуться в понимании устройства мироздания и заглянуть в самое начало формирования Вселенной. Только если раньше точкой отсчета называли момент Горячего Большого взрыва, то сегодня все чаще говорят о стадии Инфляции, которая предшествовала ему. О том, как зарождалась наша Вселенная, мы поговорили со специалистом по квантовой гравитации и космологии — Андреем Барвинским. 

Андрей Олегович Барвинский — доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник лаборатории теории фундаментальных взаимодействий ФИАН, специалист по квантовой гравитации и космологии

Как-то раз в беседе с одним из физиков я услышала интересный тезис: «Большой взрыв — это не начало Вселенной, а конец Инфляции». Что же это за загадочная Инфляция, которая сегодня претендует на звание полноценной теории, объясняющей то, что происходило до Горячего Большого взрыва?

В 80-х годах прошлого века сменилась парадигма в представлении о том, какова была история очень ранней Вселенной. До этого считалось, что начало Вселенной происходило от так называемого Большого взрыва: состояние, которое характеризовалось бесконечными значениями очень многих параметров, таких как температура, давление, плотность энергии и т. д. Это была стандартная модель развития Вселенной, внутренне противоречивая модель. Из-за этих противоречий в начале 80-х годов было высказано предположение, что на самом деле история Вселенной началась не с Большого взрыва, а с предыдущей эпохи, которая получила впоследствии название Инфляция. То есть представления изменились на кардинально противоположные. В Теории Инфляции начальное состояние Вселенной на самом деле описывается вакуумом (то есть состоянием как гравитационного поля, так и других материальных полей, заполняющих Вселенную) с нулевой энергией, с нулевой температурой: самое низшее состояние вещества и материи во Вселенной, если отсчитывать по масштабу энергии.

«Вакуум — это состояние поля или состояние вещества. Такое состояние не является мертвым, отсутствием чего бы то ни было. Согласно квантовой теории поля, там всегда существуют так называемые нулевые вакуумные флуктуации (прим.: флуктуации — колебания, случайные отклонения от среднего). И вот было высказано предположение, что на самом деле формирование эволюции Вселенной начиналось из вакуумного состояния»

Развитие и динамика упомянутых флуктуаций в конечном итоге привели к формированию крупномасштабной структуры Вселенной. То есть Инфляционная стадия, которая начинается из такого квантового состояния материи и гравитационного поля, приводит к формированию всей наблюдаемой крупномасштабной структуры Вселенной. Пионерский вклад в развитие подобных идей внесли Алексей Старобинский (сотрудник Института теоретической физики им. Л.Д.Ландау), Вячеслав Муханов (в прошлом сотрудник Института ядерных исследований, а ныне профессор Университета Людвига-Максимилина в Мюнхене) и ныне ушедший Геннадий Чибисов (в прошлом сотрудник Теоретического отдела ФИАН), а также Андрей Линде (в прошлом также сотрудник Теоретического отдела ФИАН, а ныне профессор Стэнфордского университета).

Инфляция подразумевает экстремально быстрое расширение Вселенной, которое и зажгло тот самый «космический огонь», породив Большой взрыв. А что послужило начальным условием?

В настоящее время существует несколько моделей, описывающих начальные условия появления Инфляции. Стадия происхождения Инфляции является еще более гипотетической, чем сама Инфляционная модель, в отличие от Большого взрыва, который сегодня — уже неоспоримый факт.

«Предполагается, что вакуум (как состояние) не появился откуда-то, а был задан в качестве начального условия. Другой вопрос, а как обосновать появление таких изначальных условий? Существуют три фундаментальных модели: волновая функция Хартла – Хокинга, модель туннелирующей волновой функции Вселенной (эту идею придумал Александр Виленкин, будучи сторожем Харьковского зоопарка, сейчас он профессор Университета Тафта в Бостоне) и замена чистого квантового состояния Вселенной на ее матрицу плотности (понятие матрицы плотности было введено на заре существования квантовой механики Львом Ландау)»

Именно последнюю идею я считаю наиболее продуктивной. В чем ее суть? Может существовать особый класс квантовых состояний физических систем, который описывается матрицей плотности. Исходя из этого, можно сформулировать начальное состояние Вселенной в виде матрицы плотности, это предложение не требует никаких дополнительных ограничительных принципов: то есть здесь, в отличие от, скажем, идеи Хартла – Хокинга, не требуется выбирать какое-то конкретное вакуумное состояние. Здесь начальным состоянием Вселенной было что-то вроде «белого шума», когда с равной вероятностью вносили вклады все возможные состояния физической системы, это гипотеза о равнораспределении, когда система находилась одновременно в самых разных состояниях, а не только в вакуумном. В ходе динамической эволюции этой системы могут выделяться какие-то отдельные состояния, из которых в итоге можем появиться и мы с вами.

Пространство-время появилось вместе с Большим взрывом или раньше?

Фото: https://spacegid.com

Здесь можно вспомнить о концепции, которая на самом деле существовала и у древних теологов, таких, например, как Блаженный Августин, который предположил, что наша Вселенная родилась не во времени, а появилась одновременно с возникновением понятия времени. Идея туннелирования Вселенной из классически запрещенного состояния, о чем я упоминал выше, в каком-то смысле говорит о том, что само понятие времени является частью проблемы начальных условий. Понятие пространства-времени безусловно применимо и к Инфляционной стадии, предшествующей Большому взрыву, иначе мы бы не смогли описать эту стадию. То есть понятие пространства-времени возникает вместе с появлением Вселенной как таковой. Синонимом как туннелирующей волновой функции, так и волновой функции Хартла – Хокинга, является происхождение Вселенной из точки (которая геометрически описывается вполне определенным образом), она является началом отсчета времени, которое сначала являлось мнимым (или Евклидовым), но в какой-то момент стало вещественным. 

Теорию Инфляции можно как-то подтвердить?

Даже сегодня она уже подтверждается экспериментально с большой степенью точности, но там есть один качественный скачок, который ждет современную прецезионную космологию. Чтобы добиться окончательного подтверждения Инфляции, нужно уметь разделить в инфляционных спектрах вклады двух сущностей: скалярные возмущения и гравитационный вклад. 

Карта микроволнового реликтового излучения по данным спутника WMAP. Цветом показано отличие от средней температуры. Изображение с сайта space.mit.edu

То есть гравитация снова становится камнем преткновения?

Я бы так не сказал. Просто дело в том, что амплитуда гравитационного сигнала намного меньше, чем вклад амплитуды скалярного возмущения, связанного с неоднородностями плотности энергии начальной Вселенной. В будущем ученым предстоит измерить вклад гравитационного сигнала в реликтовое излучение, фотоны которого несут на себе отпечаток Инфляции: первичные неоднородности на стадии инфляции, которые породил вакуум, мы можем видеть в том самом реликтовом излучении, открытом в 1965-м году.

Что вас, как ученого, больше всего удивляет в поведении, свойствах Вселенной?

То, что Инфляция и космологическое расширение, позволяют объединить явления, которые принадлежат к совершенно различным масштабам энергий. То есть можно установить связь между микроструктурой материи (например, размером меньше, чем ядро атома) и явлениями крупномасштабной структуры Вселенной (одна десятая доля всего размера наблюдаемой части Вселенной). Или, например, установить связь между массой Хиггсовского бозона, с одной стороны, и амплитудой и спектром реликтового излучения.

«Инфляция – это такой колоссальный микроскоп, который позволяет смотреть как внутрь микроструктуры вещества, так и на макроструктуру Вселенной, и устанавливать между ними связь»

Представьте, что вам удалось встретиться со Вселенной с глазу на глаз и задать ей только один вопрос. О чем бы вы спросили?

Я бы спросил, верна ли идея матрицы плотности Вселенной. 

И, если она верна, то была бы решена загадка начальных условий появления Вселенной?

В существенной степени да! Эта концепция, альтернативная как волновой функции Хартла-Хокинга, так и туннелирующей волновой функции, мне очень нравится. Она позволяет в духе философской бритвы Оккама отказаться от лишних посылок в системе первопринципов теории и, основываясь на принципе универсального равнораспределения, прийти к интересным физическим выводам. В частности, эта концепция на новом уровне, как отрицание отрицания, возрождает идею Большого Взрыва, предшествовавшего Инфляции, но (в отличие от старого его понимания) характеризующегося конечными значениями физических параметров (таких как температура, плотность энергии и т.д.) и поэтому рационально объяснимыми в рамках математики. Как говорил создатель квантовой теории Поль Дирак: «Физический закон должен быть математически прекрасен».

Название изображения

Беседовала Янина Хужина

 

Альтернативные теории инфляции проверят с помощью «стандартных часов»

Xingang Chen et al. / Harvard University

Физики из Гарварда предложили способ, с помощью которого можно выбрать одну из альтернативных теорий инфляции или фальсифицировать инфляционный сценарий как таковой. Для этого ученые рассчитали спектр возмущений кривизны пространства времени, возникающих из-за «стандартных часов» — колебаний массивного поля, сопровождающих эволюцию молодой Вселенной. Оказалось, что в инфляционном сценарии спектр постоянный, а в альтернативных сценариях осциллирует. Ученые утверждают, что до этого способа фальсифицировать инфляционный сценарий не существовало в принципе. Статья опубликована в Physical Review Letters, кратко о ней сообщает Physics, препринт работы выложен на сайте arXiv.org.

Несмотря на небольшие отклонения на масштабах планет и галактик, в среднем наша Вселенная практически идеально плоская и однородная. Последние измерения астрономов подтверждают, что, параметр, который входит в уравнение эволюции Вселенной и отвечает за ее кривизну, отклоняется от единицы не более чем на 10⁻¹⁴, а флуктуации реликтового излучения не превышают 0,1 процента. Объяснить эти значения в рамках стандартной теории Большого взрыва невозможно. Поэтому физики дополняют эту теорию космологической инфляцией — периодом быстрого расширения, в результате которого растягиваются квантовые флуктуации и разглаживаются неоднородности пространства-времени. Как такая модификация решает эти проблемы, можно прочитать в статьях «Рождение Вселенной» и «Всемогущая инфляция». В настоящее время инфляционная модель является общепринятой среди физиков-космологов.

Тем не менее, инфляционная модель не является единственной — физикам известно несколько альтернативных теорий, которые так же хорошо объясняют однородность и нулевую кривизну Вселенной. Например, теория «отскока», в которой периоду быстрого расширения предшествовал период быстрого сжатия. Хуже того, теория инфляции имеет серьезный недостаток, из-за которого ее нельзя считать по-настоящему научной теорией. Дело в том, что инфляционный сценарий включает в себя большой набор моделей, которые объединены общей идеей, но отличаются способом ее реализации. Результаты наблюдений почти всегда можно подогнать под одну из этих моделей. В этом смысле инфляция напоминает Стандартную модель из физики элементарных частиц: когда эта теория только зарождалась, физики пробовали разные калибровочные группы и сравнивали их предсказания с экспериментом. В конце концов оказалось, что в статьях и на конференциях все чаще и чаще встречается группа U(1)×SU(2)×SU(3), которую назвали стандартной. К сожалению, в отличие от Стандартной модели частиц Стандартную модель инфляции невозможно фальсифицировать (опровергнуть) с помощью прямого наблюдения. По крайней мере, до этого момента каждое предсказание (как положительное, так и отрицательное), которое казалось уникальным для инфляционного сценария, удавалось воспроизвести с помощью одной из альтернативной теорий.

Физики Абрахам Лёб (Abraham Loeb), Синан Чэнь (Xingang Chen) и Чжун-Чжи Сянью (Zhong-Zhi Xianyu), похоже, наконец, нашли явление, которое различает инфляцию и альтернативные сценарии (хотя бы теоретически). В основе предложенного метода лежит тот факт, что разные сценарии предсказывают разные законы a(t), по которым размер Вселенной меняется во времени. Правда, почувствовать эту разницу обычно невозможно, поскольку законы не связаны напрямую с наблюдаемыми величинами. В новой статье ученые предложили наблюдаемую величину, которая отражает вид закона a(t).

Для этого ученые заметили, что любая простая модель инфляции должна быть вложена в модель с большим числом полей, которая обладает корректным ультрафиолетовым поведением (то есть позволяет осуществить перенормировки и избавиться от нефизичных расходимостей). При этом масса некоторых из дополнительных полей обязательно превышает характерный масштаб простой модели, то есть масштаб на горизонте событий. Осцилляции таких полей, напоминающие осцилляции обычного гармонического осциллятора, физики называют «первичными стандартными часами» (primordial standard clocks). С одной стороны, «стандартные часы» оставляют «отпечатки» в распределении плотности материи. С другой стороны, они напрямую связаны с законом расширения Вселенной. Следовательно, по сигналу «стандартных часов» можно восстановить закон a(t) и различить альтернативные сценарии эволюции Вселенной.

Чтобы оценить величину этого сигнала, ученые сначала решили уравнение на моды массивного поля, помещенного в однородную Вселенную с заданным законом расширения. Исследователи рассмотрели закон расширения вида a(t) ~ (t/t₀)^p с произвольной степенью. В этом подходе значения |p| ≫ 1 воспроизводят инфляцию, значения −1 < p < 0 отвечают не-инфляционным моделям расширения, а значения 0 < p < 1 — сценариям сжатия. Затем физики подставили найденные моды в двухточечную корреляционную функцию, которая описывает возмущения кривизны пространства-времени. В результате ученые получили спектр таких возмущений, то есть нашли, как их амплитуда зависит от импульса «стандартных часов».

Оказалось, что в инфляционном сценарии спектр возмущений кривизны не зависит от импульса, тогда как в альтернативных сценариях он быстро осциллирует. Качественно это поведение можно объяснить тем, что в ходе инфляции массивное поле все время остается в классическом режиме и быстро колеблется, из-за чего интегралы в корреляционной функции в среднем равны нулю. В альтернативных сценариях такое сокращение происходит только для очень больших или очень маленьких импульсов. Более того, ученые подчеркивают, что получить осциллирующий спектр возмущений кривизны в инфляционном сценарии за счет «новой физики» очень сложно из-за «тонкой настройки» параметров. Другими словами, для этого нужно создать в инфляционном потенциале целую серию особенностей, расположенных в нужных местах и имеющих нужную силу, что кажется нереалистичным.

Спектр возмущений кривизны пространства-времени, рассчитанный для альтернативных сценариев сжатия (вверху) и расширения (внизу). Разные цвета отвечают разной массе поля, порождающего «стандартные часы»

Xingang Chen et al. / Physical Review Letters, 2019

Таким образом, авторы статьи считают, что предложенный ими эффект хотя бы в принципе позволяет альтернативные теории инфляции или фальсифицировать инфляционный сценарий (поскольку он является общим для всех инфляционных моделей). Для этого нужно извлечь спектр возмущений кривизны из реликтового излучения. К сожалению, в настоящее время точности измерений не хватает, чтобы почувствовать такие возмущения.

Ранее мы писали о других исследования, выполненных под руководством Абрахама Лёба. Например, в 2016 году астрофизик предположил, что черные дыры, сигнал от слияния которых впервые зарегистрировала обсерватория LIGO (GW150614), родились из одной звезды. Это объясняет гамма-всплеск, дошедший до Земли на 0,4 секунды позже гравитационных волн. В декабре 2017 года Абрахам Лёб совместно с коллегой из Гарварда показал, что черные дыры не могут образоваться по стандартному сценарию раньше, чем через сто миллионов лет после Большого взрыва (красное смещение z ≈ 40). Теоретически, это наблюдение может указать на существование первичных черных дыр — если астрономы когда-нибудь зарегистрируют гравитационные волны от пары черных дыр с бо́льшим красным смещением. Самая известная работа физика изучает образование источников света (звезд и квазаров) в ранней Вселенной и к настоящему моменту имеет более 700 цитирований. Впрочем, также стоит отметить, что иногда ученый участвует в довольно авантюрных проектах.

Подробно прочитать про теорию космологической инфляции можно в материале «Инфляция космических масштабов» — пересказе обзора Андрея Линде, фактически разработавшего эту модель в 80-х годах прошлого века. А про современное состояние теории можно узнать из интервью Андрея Линде, которое ученый дал в конце прошлого года.

Дмитрий Трунин

Космолог пояснил значение работ, заслуживших Нобелевскую премию по физике: Наука и техника: Lenta.ru

Во вторник, 4 октября, стали известны имена лауреатов Нобелевской премии по физике. Награда была присуждена американцу Солу Перлмуттеру, австралийцу Брайану Шмидту и американцу Адаму Рису за открытие того, что Вселенная расширяется с ускорением.

Ускоренное расширение Вселенной — не новость для астрономов. Этот факт постулируется одной из самых популярных на сегодня космологических моделей, объясняющих происхождение Вселенной — так называемой инфляционной гипотезой. Но эта гипотеза предполагает, что Вселенная расширялась с ускорением в первые мгновения после Большого взрыва. «Лента.ру» поинтересовалась у одного из создателей этой гипотезы, руководителя кафедры астрочастиц университета имени Людвига-Максимилиана в Мюнхене Вячеслава Муханова, как открытие, за которое была присуждена Нобелевская премия по физике 2011 года, связано с инфляционной гипотезой.

«Лента.ру»: Не могли бы вы прокомментировать, насколько ожидаемым было такое решение Нобелевского комитета?

Вячеслав Муханов: Решение было ожидаемо, и я считаю, что это совершенно правильное решение. Я, например, предполагал, что Рису, Шмидту и Перлмуттеру, которые доказали, что сейчас Вселенная расширяется ускоренно, дадут Нобелевскую премию еще в прошлом году.

Эта работа каким-то образом связана с инфляционной гипотезой, в разработке которой участвовали вы, Алексей Старобинский, Андрей Линде?

Естественно, связана. Инфляционная гипотеза предполагает, что в первые мгновения после Большого взрыва Вселенная расширялась с ускорением — этот процесс и получил название инфляции. И из положений этой гипотезы следует ряд предсказаний о том, какой сегодня должна быть геометрия Вселенной — а именно плоской. До того как появились работы Риса, Шмидта и Перлмуттера, данные наблюдений противоречили предсказаниям инфляционной гипотезы. После публикации их статей все встало на свои места — недостающее вещество, необходимое для того, чтобы сделать геометрию плоской, было найдено.

То есть из экспериментальных данных Риса, Шмидта и Перлмуттера непосредственно следует присутствие во Вселенной темной энергии (субстанция пока неясной природы, которая отвечает за ускоренное расширение Вселенной — прим. «Ленты.ру»)? Насколько я знаю, не все научное сообщество разделяет уверенность в ее существовании.

Скорее, из полученных ими данных вытекал некий намек на существование темной энергии. Позже результаты Риса, Шмидта и Перлмуттера были подтверждены с гораздо более высокой точностью данными по флуктуациям реликтового микроволнового фонового излучения — излучения, произведенного вскоре после инфляции. В итоге сегодня у специалистов нет никаких сомнений в том, что темная энергия, которая отвечает за ускоренное расширение Вселенной, существует. И открытие темной энергии полностью подтвердило предсказания инфляционной гипотезы.

Когда Рис, Шмидт и Перлмуттер начинали свои исследования, они предполагали обнаружить, что Вселенная сегодня расширяется ускоренно, или это открытие было сделано случайно?

Да, тот факт, что начался второй виток инфляции, они обнаружили случайно.

То есть никто не ожидал подобного результата?

Ну, некоторые ученые ожидали, некоторые нет. В те времена, когда Рис, Шмидт и Перлмуттер это нашли, точность измерения микроволнового фонового излучения была не такой высокой, как сейчас, но, тем не менее, если бы их исследования с измерением яркости сверхновых типа Ia не принесли результатов, темная энергия все равно была бы найдена через год или через полгода при помощи измерения космического микроволнового излучения.

То есть сейчас, после появления работ Риса, Шмидта и Перлмуттера, можно говорить, что инфляционная гипотеза надежно подтверждена экспериментальными данными?

Да, одно из предсказаний инфляции было подтверждено. Более того, в 2013 году в январе будут опубликованы результаты эксперимента «Планк», который в 500 раз чувствительней самого лучшего эксперимента, поставленного до сих пор. И после публикации этих результатов можно будет говорить, что инфляционная гипотеза подтверждена, как говорят, на уровне семи или пяти сигма — то есть с вероятностью 99,999999… процента. Теперь надо, чтобы общественное мнение привыкло к тому, что эти доказательства есть. Потому что все, что приходит из космоса, просто так руками не пощупаешь, в отличие от какого-нибудь нового материала типа графена.

Инфляционная гипотеза предсказывала существование второй инфляции — то есть ускоренного расширения Вселенной, которое доказали Рис, Шмидт и Перлмуттер?

Вячеслав Муханов. Фото с сайта dynastyfdn.com

Lenta.ru

Нет, инфляционная гипотеза предсказывает, сколько в целом должно быть вещества во Вселенной, но не дает предсказаний, из каких компонентов это вещество должно состоять. Согласно этой гипотезе, могли бы быть, например, следующие варианты: первый — все вещество состоит из барионов (семейство элементарных частиц, включающее, в частности, привычные протон и нейтрон, из которых состоит видимая материя — прим «Ленты.ру»), и их полная плотность равна так называемой критической плотности, которая известна из скорости расширения Вселенной. Второй — 50 процентов барионов и 50 процентов темной материи, и суммарная плотность этого равно той же критической плотности, что и в первом варианте. Наконец, могло бы быть (и именно так и оказалось) 4 процента барионов, 23 процента темной материи и 73 процента темной энергии, и суммарная плотность, опять-таки, равна тому же значению, что и в предыдущих вариантах.

Еще раз повторю, согласно предсказаниям инфляционной гипотезы, что бы мы ни нашли, сумма всего вещества должна равняться критической плотности (и работа Риса, Шмидта и Перлмуттера это предсказание подтвердила), а из чего это вещество состоит, гипотеза не предсказывает. Для получения подобных предсказаний нужно иметь точную модель физики элементарных частиц, которую пока нельзя подтвердить экспериментально, так как на современных ускорителях нельзя достигнуть необходимых значений энергий.

А есть еще какие-то предсказания, вытекающие из инфляционной гипотезы, которые были подтверждены экспериментально?

Да, на сегодняшний момент в общей сложности три предсказания инфляционной гипотезы блестяще подтверждены экспериментальными данными. Например, были проведены просто потрясающие измерения флуктуации космического микроволнового излучения, которые, с моей точки зрения, безусловно, заслуживают Нобелевской премии — в общей сложности, это десятки экспериментов. Самые известные — это баллонные эксперименты BOOMERanG и MAXIMA по измерению углового спектра флуктуаций реликтового микроволнового излучения и, конечно же, эксперимент WMAP по изучению реликтового излучения при помощи спутника.

Теория инфляции WMAP

Теория инфляции предлагает период чрезвычайно быстрого (экспоненциального) расширения Вселенной в течение ее первых нескольких мгновений. Он был разработан примерно в 1980 году для объяснения нескольких загадок стандартной теории Большого взрыва, согласно которой Вселенная расширяется относительно постепенно на протяжении всей своей истории.

Ограничения теории большого взрыва

Хотя теория Большого взрыва успешно объясняет «спектр черного тела» космического микроволнового фонового излучения и происхождение легких элементов, у нее есть три существенные проблемы:

• Проблема плоскостности:
  WMAP определил, что геометрия Вселенной почти плоская.Однако, согласно космологии Большого взрыва, кривизна со временем растет. Такая плоская Вселенная, какой мы ее видим сегодня, потребовала бы чрезвычайно тонкой настройки условий в прошлом, что было бы невероятным совпадением.
• Проблема горизонта:
  Далекие области космоса в противоположных направлениях неба так далеко друг от друга, что, если предположить стандартное расширение Большого взрыва, они никогда не могли бы находиться в причинном контакте друг с другом. Это потому, что время прохождения света между ними превышает возраст Вселенной.Однако однородность температуры космического микроволнового фона говорит нам, что эти области должны были контактировать друг с другом в прошлом.
• Проблема монополя:
  Космология Большого взрыва предсказывает, что в ранней Вселенной должно было образоваться очень большое количество тяжелых стабильных «магнитных монополей». Однако магнитные монополи никогда не наблюдались, поэтому, если они вообще существуют, то гораздо реже, чем предсказывает теория Большого взрыва.

Теория инфляции

Теория инфляции, разработанная Аланом Гутом, Андреем Линде, Полом Стейнхардтом и Энди Альбрехтом, предлагает решения этих проблем и некоторых других открытых вопросов космологии.26 всего за малую долю секунды! Инфляция теперь считается расширением теории Большого взрыва, поскольку она так хорошо объясняет вышеупомянутые загадки, сохраняя при этом базовую парадигму однородной расширяющейся Вселенной. Более того, теория инфляции связывает важные идеи современной физики, такие как нарушение симметрии и фазовые переходы, с космологией.

Как инфляция решает эти проблемы?

• Проблема плоскостности:
  Представьте себе жизнь на поверхности футбольного мяча (двухмерный мир).Для вас может быть очевидно, что эта поверхность была искривленной и что вы жили в замкнутой вселенной. Однако, если этот шар расширится до размеров Земли, он будет казаться вам плоским, даже если он все еще является сферой в больших масштабах. А теперь представьте, что размер этого шара увеличивается до астрономических масштабов. Вам он может показаться плоским, насколько вы могли видеть, хотя вначале он мог быть очень изогнутым. Инфляция растягивает любую начальную кривизну трехмерной Вселенной почти до плоской формы.
• Проблема горизонта:
  Поскольку Инфляция предполагает всплеск экспоненциального расширения в ранней Вселенной, отсюда следует, что далекие регионы на самом деле были намного ближе друг к другу до Инфляции, чем они были бы при стандартном расширении Большого взрыва. Таким образом, такие области могли находиться в причинном контакте до инфляции и могли достигать однородной температуры.
• Проблема монополя:
  Инфляция позволяет магнитным монополям существовать до тех пор, пока они были произведены до периода инфляции.Во время инфляции плотность монополей падает экспоненциально, поэтому их количество падает до необнаружимого уровня.

В качестве бонуса инфляция также объясняет происхождение структуры Вселенной. До инфляции часть Вселенной, которую мы можем наблюдать сегодня, была микроскопической, и квантовые флуктуации плотности вещества на этих микроскопических масштабах расширились до астрономических масштабов во время инфляции. В течение следующих нескольких сотен миллионов лет области с более высокой плотностью конденсировались в звезды, галактики и скопления галактик.

Дополнительная литература:

• Алан Х. Гут и Пол Дж. Штайнхардт, «Инфляционная Вселенная», Scientific American, май 1984 г.
• Андрей Линде, «Самовоспроизводящаяся инфляционная Вселенная», Scientific American, Ноябрь 1994.
• Скотт Уотсон, «Экспозиция по Инфляционная космология », WWWarticle, 2000.
• Алан Х. Гут, «Инфляционная Вселенная: поиски новой теории космоса». Истоки », 1998.

Как произошла инфляция — и почему нас это волнует?

Пол Саттер — астрофизик из Университета штата Огайо и главный научный сотрудник научного центра COSI.Саттер также ведет программы «Спроси космонавта» и «Космическое радио» и ведет AstroTours по всему миру. Саттер опубликовал эту статью для журнала Expert Voices: Op-Ed & Insights на Space.com.

В 1980 году физик Алан Гут предложил радикальное расширение стандартной модели истории Вселенной Большого взрыва. В то время было известно, что наш космос расширяется — он становится все больше и больше за один день, — но скорость расширения относительно невысока. Гут предположил, что в некоторые из самых ранних моментов существования нашей Вселенной (где-то на отметке 10-36 секунд) наша Вселенная претерпевала период чрезмерно ускоренного расширения.-32 секунды — продолжительность жизни по сравнению с тогдашней эпохой Вселенной, но для наших более зрелых глаз это мельчайшая доля мгновения.

Это преобразующее событие, известное как космическая инфляция, легко объясняет некоторые загадочные особенности, обнаруженные в астрономических наблюдениях. К ним относятся своеобразная геометрическая плоскостность Вселенной в больших масштабах, очевидная связь между удаленными уголками Вселенной и абсолютное отсутствие экзотических монополей — частиц с одним магнитным полюсом вместо обычных двух, которые должны были образоваться в изобилии. в космический день.[Как инфляция дала вселенную окончательный толчок (инфографика)]

За десятилетия, прошедшие после первоначального предварительного предложения Гута, концепция инфляции оставалась разочаровывающе загадочной, но она по-прежнему остается нашей ведущей теорией того, что пошло на убыль, когда наша Вселенная был молод и экзотичен.

Просто сделай это больше

В нашей современной концепции космической инфляции этот период быстрого ускоренного расширения вызван новым персонажем, который присоединился к космологическому составу: нечто, называемое инфлатоном.Возьми? Инфлатон надувается. Не самое креативное имя, но готово.

На этом рисунке инфлатон — квантовое поле, пронизывающее все пространство и время. Это то же самое, что и любое другое квантовое поле — электромагнитное поле, отвечающее за фотоны, поле Дирака, ответственное за электроны, и так далее. Квантовые поля — это наша теория, объясняющая основную структуру всей материи и излучения, и они имеют большое значение.

Итак, не совсем смешно предложить новый вид квантового поля, которое сильно повлияло на раннюю Вселенную, но сегодня не очень заметно..

Еще одна особенность квантовых полей состоит в том, что с ними связано определенное количество энергии даже в вакууме. Если вы возьмете ящик и удалите из него все частицы и излучение, в результате получится абсолютно чистый вакуум, ящик все равно будет содержать некоторую энергию. Эту энергию можно рассматривать как фундаментальную вибрацию квантовых полей, составляющих реальность.

Эта часть важна, потому что энергия вакуума обладает любопытным свойством ускорять расширение Вселенной.Мы не знаем заранее, какой может быть энергия вакуума любого из отдельных квантовых полей. Если он равен нулю, то мы не увидим ускоренного расширения в космических масштабах. Если это большое значение, вселенная может просто надуть.

Универсальный воздушный шар

В модели надувания инфлатон представляет собой квантовое поле, которое начинается с большого количества энергии вакуума. Вселенная свистит, и инфляция делает свое дело. Но затем инфлатон (каким-то образом) изменяется и уменьшает свою вакуумную энергию, перекрывая инфляционную эпоху.Я здесь немного расплывчатый, потому что физика довольно расплывчата.

По окончании надувания у инфлатона есть последняя хитрость в рукаве. Прежде чем он уйдет в небытие, он распадается, превращаясь в поток обычной материи и излучения. Опять же, это не так безумно, как кажется, потому что квантовые поля вполне способны трансформироваться друг в друга по прихоти (это современная картина взаимодействия сложных частиц).

Это событие в последнюю минуту, известное как разогрев, засеяло большую, холодную и пустую вселенную фундаментальными обломками.В конечном итоге они вырастут в протоны, атомы, газовые облака, звезды и галактики.

Это хорошая история, но как мы узнаем, что это правда?

Неровности и покачивания

Для инфляции дьявол кроется в космологических деталях. Модель инфляции предсказывает, что свежеотложенное вещество и радиация не были просто разбросаны без осторожности. Нет, в этом была закономерность. Механизм инфляции не просто быстро расширял Вселенную; он также быстро расширил все во Вселенной, включая фундаментальные колебания, встроенные в само квантовое поле инфлатона.

Эти колебания расширялись одна за другой, что привело к появлению вселенной, полной крошечных выпуклостей и покачиваний — незначительных изменений плотности от места к месту. И инфляция учит нас, что эти неровности и покачивания имели определенную закономерность. В частности, мелких неровностей и покачиваний должно быть столько же, сколько и больших неровностей и покачиваний. Кроме того, по мере того, как эти неровности и покачивания развиваются во вновь раздутой вселенной, они не должны быть связаны друг с другом.

На космологическом жаргоне эти неровности и покачивания должны быть почти масштабно-инвариантными (как в оркестре, в котором низкие и высокие инструменты имеют одинаковую громкость) и гауссовыми (каждый член оркестра играет из другой набор музыки, и ничто их не согласовывает).

Эти крошечные различия в плотности росли по мере развития Вселенной, при этом карманы с немного большей плотностью накапливали все больше и больше материи. Это, в свою очередь, дало им более сильное гравитационное влияние на окружающую их среду, в результате чего они стали еще больше и так далее.

Небольшие различия в плотности превратились в большие различия в плотности, запечатлевая себя в температурной картине космического микроволнового фона, оставшегося света, когда Вселенной было всего 270 000 лет.С этого момента различия продолжали расти, накапливая материю, которая стала зародышем всех структур во Вселенной, от одиночных звезд до самой космической паутины.

И подробные исследования этих паттернов показывают, что они действительно почти масштабно-инвариантны и гауссовы, как и предсказывает инфляция. Несмотря на то, что физика этого процесса совсем не совсем понятна и, по общему признанию, довольно схематична, инфляция успешно прошла все экспериментальные испытания.Возможно, когда-нибудь лучшее понимание этой экстраординарной эпохи в истории нашей Вселенной раскроет совершенно иную картину, но пока что история инфляции — какой бы тонкой она ни была — является нашим лучшим выбором.

Узнайте больше, послушав эпизод «Зачем нам нужна космическая инфляция? (Часть 2)» в подкасте «Спросите космонавта», доступном в iTunes и в Интернете по адресу http://www.askaspaceman.com. Спасибо Массимилиано С., Лоренцо Б., @ZachCoty, Питу Э., Кристиану В., @up_raw, Вики К., Томас, Банда К., Стив С., Эван В., Эндрю П., @MarkRiepe, @ Luft08, @kazoukis, Гордон М., Джим В., Cosmic Wakes, Флорен Х., Габи П., Аманда З. и @scaredjackel за вопросы, которые привели к этой статье! Задайте свой вопрос в Twitter, используя #AskASpaceman, или подписавшись на Paul @PaulMattSutter и facebook.com/PaulMattSutter. Следуйте за нами в Twitter @Spacedotcom и на Facebook. Оригинальная статья на Space.com.

Основатель теории космической инфляции о следующих больших идеях космологии

Наша Вселенная началась с взрыва — большого взрыва.Взрыв растянул саму ткань пространства-времени, рассылая перегретую материю во всех направлениях. По мере расширения материя остывала и начала агрегироваться, образуя атомы, затем элементы, затем звезды, галактики и, в конечном итоге, все, что мы знаем и видим сегодня.

Для физика и космолога Алана Гута остается один большой вопрос о Большом взрыве: «Что именно произошло?»

Ответ кроется в его теории космической инфляции. «Это создает условия для Большого взрыва — как приквел», — говорит Гут, профессор физики в Массачусетском технологическом институте.За разработку этой теории Гут и двое его коллег, Андрей Линде из Стэнфордского университета и Алексей Старобинский из Института теоретической физики Ландау Российской академии наук под Москвой, были удостоены премии Кавли в области астрофизики 2014 года.

Согласно теории, менее чем за одну миллионную от триллионной от триллионной секунды после рождения Вселенной экзотическая форма материи проявляла контринтуитивную силу: гравитационное отталкивание. Хотя мы обычно думаем о гравитации как о притяжении (представьте Исаака Ньютона и падающего яблока), общая теория относительности Альберта Эйнштейна допускает наличие такой силы.

В условиях ранней Вселенной, когда температура была чрезвычайно высокой, Гут говорит, что существование этого материала было вполне вероятным. «Это должно быть только пятнышко», — говорит он. «Но когда это пятнышко начинает раздуваться, расширение становится экспоненциальным».

Размышляя об этих роковых событиях — и о том, что произошло потом, — говорит Гут, — поднимает некоторые из самых интересных вопросов в науке: как возникла наша Вселенная, куда она движется и что в первую очередь послужило причиной ее существования?

«Мы не обязательно ожидаем ответа на эти вопросы в следующем году», — добавляет он.Но «все, что делает маленькие шаги к пониманию ответов, волнует».

Здесь Гут обращается к некоторым из этих загадок, в том числе к тому, откуда взялась наша Вселенная, что еще существует и как инфляция могла породить первичные черные дыры, гипотетическую сущность, которая могла бы представлять давно искомую темную материю Вселенной.

Что было до начала инфляции ?

Это то, о чем я думал в контексте статьи, которую я пишу с Шоном Кэрроллом [из Калифорнийского технологического института].Идея в том, что вселенная на самом деле вечна. Он существовал во все времена, поэтому нет начала объяснять. Сами законы физики, похоже, не проводят значительного различия между будущим и прошлым. По мере развития Вселенной ее энтропия или беспорядок будет расти. То, что мы называем будущим, — это просто направление более высокой энтропии; состояние пониженной энтропии — это то, что мы называем прошлым. Но любопытная вещь произойдет, если вы возьмете это начальное состояние с низкой энтропией и проследите его назад во времени, к тому, что мы ранее называли прошлым: энтропия также начнет расти в этом направлении.Я думаю, что люди, живущие [по этой стреле времени], не почувствовали бы ничего отличного от того, что чувствуем мы. Все будут думать, что они живут от прошлого к будущему, но то, что они называют будущим, будет тем, что мы называем прошлым.

Иллюстрация Falconieri Visuals

Что инфляция может сказать нам о силах, которые удерживают нашу вселенную вместе?

Если бы единственная материя в галактиках была материей , которую мы видим, не хватило бы силы тяжести , чтобы удерживать галактики вместе.Если бы они вращались так же быстро, как и они , они бы просто разлетелись — или у них никогда бы не было сформировано . Предположение состоит в том, что должна присутствовать другая материя, чтобы создать более сильное гравитационное поле , удерживающее материю, даже при таких высоких скоростях. Это темная материя.

В сотрудничестве с другими физиками и студентами я рассчитываю образование первичных черных дыр в версии инфляции, называемой гибридной инфляцией.Первичные черные дыры могли быть темной материей. Они также могут быть семенами, которые привели к сверхмассивным черным дырам, которые мы видим в центрах галактик — черным дырам, которые имеют миллионы и даже миллиарды солнечных масс. Если бы мы смогли найти первичные черные дыры, это было бы огромной проблемой.

Есть наша Вселенная?

Теория вечной инфляции гласит, что если инфляция начинается, она никогда не прекращается полностью. Скорее, он заканчивается местами, и там образуются вселенные.Мы называем их карманными вселенными, потому что это не все, что существует. Мы живем в одной из этих карманных вселенных. И даже при том, что карманные вселенные продолжают формироваться, всегда существует объем экзотического отталкивающего гравитационного материала, который может надуваться бесконечно, создавая бесконечное количество этих карманных вселенных в бесконечной процессии.

Каждая отдельная карманная вселенная предположительно в конечном итоге умрет, в том смысле, что у нее закончится энергия и она остынет. Но в большой картине всех карманных вселенных жизнь не только будет продолжаться вечно, но с каждым мгновением ее будет становиться все больше и больше.

Есть ли недостатки в жизни в мультивселенной?

Проблема с бесконечной мультивселенной состоит в том, что если вы зададите простой вопрос вроде: «Если вы подбросите монету, какова вероятность, что она выпадет орлом», то обычно вы ответите 50 процентов. Но в контексте мультивселенной ответ состоит в том, что существует бесконечное количество орлов и бесконечное количество решек. Поскольку нет однозначного способа сравнения бесконечностей, нет четкого способа сказать, что одни типы событий являются обычными, а другие типы событий редкими.Это приводит к фундаментальным вопросам о значении вероятности. Вероятность имеет решающее значение для физиков, потому что наша основная теория — это квантовая теория, основанная на вероятностях, поэтому нам лучше знать, что они означают.

Чтобы узнать больше о блестящей работе лауреатов премии Кавли, посетите The Kavli Prize . Чтобы узнать больше о важнейших научных вопросах, нажмите здесь .

% PDF-1.4 % 555 0 объект > эндобдж xref 555 386 0000000016 00000 н. 0000009406 00000 п. 0000009543 00000 н. 0000009712 00000 н. 0000010261 00000 п. 0000010539 00000 п. 0000011027 00000 п. 0000011302 00000 п. 0000011791 00000 п. 0000011903 00000 п. 0000012400 00000 п. 0000012899 00000 н. 0000013883 00000 п. 0000014102 00000 п. 0000014216 00000 п. 0000014485 00000 п. 0000014829 00000 п. 0000015644 00000 п. 0000015913 00000 п. 0000016633 00000 п. 0000016814 00000 п. 0000017209 00000 п. 0000017294 00000 п. 0000017566 00000 п. 0000018000 00000 н. 0000018397 00000 п. 0000018658 00000 п. 0000019082 00000 п. 0000019476 00000 п. 0000019975 00000 п. 0000219357 00000 п. 0000220596 00000 н. 0000230192 00000 н. 0000236045 00000 н. 0000241817 00000 н. 0000246829 00000 н. 0000246857 00000 н. 0000250684 00000 н. 0000250759 00000 н. 0000250787 00000 н. 0000251135 00000 н. 0000251232 00000 н. 0000251378 00000 н. 0000251406 00000 н. 0000251782 00000 н. 0000251879 00000 н. 0000252025 00000 н. 0000252136 00000 н. 0000252246 00000 н. 0000252358 00000 п. 0000261374 00000 н. 0000261449 00000 н. 0000261524 00000 н. 0000261641 00000 н. 0000261916 00000 н. 0000261980 00000 н. 0000262544 00000 н. 0000264232 00000 н. 0000264772 00000 н. 0000265104 00000 п. 0000265154 00000 н. 0000265704 00000 н. 0000266289 00000 н. 0000266553 00000 н. 0000266602 00000 н. 0000267380 00000 н. 0000267944 00000 н. 0000268184 00000 н. 0000268233 00000 н. 0000268920 00000 н. 0000269475 00000 н. 0000269597 00000 н. 0000269646 00000 н. 0000269957 00000 н. 0000270476 00000 н. 0000270647 00000 н. 0000270696 00000 н. 0000271034 00000 н. 0000271553 00000 н. 0000272079 00000 н. 0000273505 00000 н. 0000286040 00000 н. 0000286644 00000 н. 0000286715 00000 н. 0000286763 00000 н. 0000287220 00000 н. 0000288136 00000 н. 0000294630 00000 н. 0000295208 00000 н. 0000295763 00000 н. 0000295813 00000 н. 0000296749 00000 н. 0000297272 00000 н. 0000298390 00000 н. 0000298919 00000 н. 0000299403 00000 н. 0000299453 00000 п. 0000300014 00000 н. 0000300543 00000 п. 0000300772 00000 п. 0000300821 00000 н. 0000301297 00000 н. 0000302338 00000 н. 0000310037 00000 н. 0000310573 00000 н. 0000310638 00000 п. 0000310686 00000 п. 0000311012 00000 н. 0000311738 00000 н. 0000315621 00000 н. 0000316179 00000 н. 0000318756 00000 н. 0000319314 00000 н. 0000319737 00000 н. 0000319787 00000 н. 0000321251 00000 н. 0000321806 00000 н. 0000322264 00000 н. 0000322314 00000 н. 0000323255 00000 н. 0000323773 00000 н. 0000323992 00000 н. 0000324648 00000 н. 0000328065 00000 н. 0000328659 00000 н. 0000332924 00000 н. 0000333527 00000 н. 0000337555 00000 н. 0000338194 00000 н. 0000338687 00000 н. 0000338737 00000 н. 0000340562 00000 н. 0000341084 00000 н. 0000341411 00000 н. 0000341461 00000 н. 0000341905 00000 н. 0000342499 00000 н. 0000342785 00000 н. 0000342835 00000 н. 0000344655 00000 н. 0000345262 00000 п. 0000347600 00000 н. 0000348288 00000 п. 0000349821 00000 н. 0000350344 00000 н. 0000350518 00000 н. 0000350567 00000 н. 0000350894 00000 н. 0000350969 00000 н. 0000351287 00000 н. 0000351318 00000 н. 0000351384 00000 н. 0000351501 00000 н. 0000351576 00000 н. 0000351903 00000 н. 0000351934 00000 н. 0000352000 00000 н. 0000352117 00000 н. 0000352192 00000 н. 0000352518 00000 н. 0000352549 00000 н. 0000352615 00000 н. 0000352732 00000 н. 0000352807 00000 н. 0000353124 00000 н. 0000353155 00000 н. 0000353221 00000 н. 0000353338 00000 н. 0000353413 00000 н. 0000353738 00000 н. 0000353769 00000 н. 0000353835 00000 н. 0000353952 00000 н. 0000354027 00000 н. 0000354351 00000 п. 0000354382 00000 н. 0000354448 00000 н. 0000354565 00000 н. 0000354640 00000 н. 0000354958 00000 н. 0000354989 00000 н. 0000355055 00000 н. 0000355172 00000 н. 0000355247 00000 н. 0000355573 00000 п. 0000355604 00000 н. 0000355670 00000 н. 0000355787 00000 н. 0000355862 00000 н. 0000356187 00000 н. 0000356218 00000 н. 0000356284 00000 н. 0000356401 00000 п. 0000356476 00000 н. 0000356807 00000 н. 0000356838 00000 н. 0000356904 00000 н. 0000357021 00000 н. 0000357096 00000 н. 0000357415 00000 н. 0000357446 00000 н. 0000357512 00000 н. 0000357629 00000 н. 0000357704 00000 н. 0000358035 00000 н. 0000358066 00000 н. 0000358132 00000 н. 0000358249 00000 н. 0000358324 00000 н. 0000358647 00000 н. 0000358678 00000 н. 0000358744 00000 н. 0000358861 00000 н. 0000358936 00000 н. 0000359261 00000 н. 0000359292 00000 н. 0000359358 00000 н. 0000359475 00000 н. 0000359550 00000 н. 0000359879 00000 п. 0000359910 00000 н. 0000359976 00000 н. 0000360093 00000 н. 0000360168 00000 н. 0000360491 00000 п. 0000360522 00000 н. 0000360588 00000 н. 0000360705 00000 н. 0000360780 00000 н. 0000361103 00000 н. 0000361134 00000 н. 0000361200 00000 н. 0000361317 00000 н. 0000361392 00000 н. 0000361720 00000 н. 0000361751 00000 н. 0000361817 00000 н. 0000361934 00000 н. 0000362009 00000 н. 0000362337 00000 н. 0000362368 00000 н. 0000362434 00000 н. 0000362551 00000 н. 0000362626 00000 н. 0000362950 00000 н. 0000362981 00000 н. 0000363047 00000 н. 0000363164 00000 н. 0000363239 00000 н. 0000375449 00000 н. 0000375764 00000 н. 0000375795 00000 н. 0000375861 00000 н. 0000375980 00000 н. 0000376055 00000 н. 0000376380 00000 н. 0000376411 00000 н. 0000376477 00000 н. 0000376594 00000 н. 0000376669 00000 н. 0000376991 00000 н. 0000377022 00000 н. 0000377088 00000 н. 0000377205 00000 н. 0000377280 00000 н. 0000377597 00000 п. 0000377628 00000 н. 0000377694 00000 н. 0000377811 00000 п. 0000377886 00000 н. 0000378208 00000 н. 0000378239 00000 н. 0000378305 00000 н. 0000378422 00000 н. 0000378497 00000 н. 0000378817 00000 н. 0000378848 00000 н. 0000378914 00000 н. 0000379031 00000 н. 0000379106 00000 н. 0000379431 00000 н. 0000379462 00000 н. 0000379528 00000 н. 0000379645 00000 н. 0000379720 00000 н. 0000380047 00000 н. 0000380078 00000 н. 0000380144 00000 н. 0000380261 00000 н. 0000380336 00000 н. 0000380661 00000 н. 0000380692 00000 н. 0000380758 00000 н. 0000380875 00000 н. 0000380950 00000 н. 0000381276 00000 н. 0000381307 00000 н. 0000381373 00000 н. 0000381490 00000 н. 0000381565 00000 н. 0000381890 00000 н. 0000381921 00000 н. 0000381987 00000 н. 0000382104 00000 п. 0000393205 00000 н. 0000393280 00000 н. 0000403716 00000 н. 0000404042 00000 н. 0000404073 00000 н. 0000404139 00000 н. 0000404256 00000 н. 0000404285 00000 н. 0000404360 00000 н. 0000405048 00000 н. 0000405750 00000 н. 0000406356 00000 п. 0000406976 00000 н. 0000407756 00000 н. 0000408550 00000 н. 0000409215 00000 н. 0000409894 00000 н. 0000410427 00000 н. 0000410974 00000 п. 0000411503 00000 н. 0000412046 00000 н. 0000416058 00000 н. 0000423720 00000 н. 0000424496 00000 н. 0000425610 00000 н. 0000427698 00000 н. 0000432097 00000 н. 0000432855 00000 н. 0000434003 00000 н. 0000434545 00000 н. 0000435100 00000 н. 0000435664 00000 н. 0000436242 00000 н. 0000436813 00000 н. 0000437398 00000 н. 0000440016 00000 н. 0000445798 00000 н. 0000446375 00000 н. 0000447066 00000 н. 0000448407 00000 н. 0000451314 00000 н. 0000451979 00000 п. 0000452658 00000 п. 0000453335 00000 н. 0000454025 00000 н. 0000454699 00000 н. 0000455387 00000 н. 0000455908 00000 н. 0000456453 00000 п. 0000457522 00000 н. 0000459693 00000 п. 0000460510 00000 н. 0000461340 00000 н. 0000462190 00000 п. 0000463054 00000 н. 0000464020 00000 н. 0000465000 00000 н. 0000465536 00000 н. 0000466093 00000 н. 0000466910 00000 н. 0000467740 00000 н. 0000468599 00000 н. 0000469471 00000 н. 0000470625 00000 н. 0000471793 00000 н. 0000472326 00000 н. 0000472873 00000 н. 0000483255 00000 н. 0000483278 00000 н. 0000483344 00000 н. 0000483460 00000 н. 0000483749 00000 н. 0000486512 00000 н. 0000486781 00000 н. 0000487182 00000 н. 0000489524 00000 н. 0000489795 00000 н. 00004 00000 н. 0000493181 00000 п. 0000493296 00000 н. 0000493415 00000 н. 0000008016 00000 н. трейлер ] >> startxref 0 %% EOF 940 0 объект > поток S / єR? H5 +; M $ aZG, ʰʺD: 84! H ({ | @) 5KIHJ4BW8`uDǕ W.֚ ۦ) / P -1036 / R 3 / U (1C | X9l

Рост инфляции | журнал симметрии

Это был настоящий момент Эврики, если он когда-либо существовал. Ночью 6 декабря 1979 года малоизвестный Стэнфорд Постдок Центра линейных ускорителей опоздал, размышляя над еще более неясной проблемой, связанной с частицами, называемыми магнитными монополями. Глядя на свои вычисления на следующий день, обычно сдержанный Алан Гут аннотировал слова «Зрелищная реализация» вверху страницы. Гут открыл космическую инфляцию — идею, которую некоторые позже назвали самой важной в космологии со времен Большого взрыва.

Как рассказывается в его книге « Инфляционная вселенная » 1997 года, Гут был молодым теоретиком элементарных частиц, много лет пытавшимся найти стабильную работу. И он мало что знал о космологии. Прежде чем выступить с первым докладом об инфляции с другими теоретиками SLAC-частиц, Гут должен был втиснуть некоторые основы из популярного отчета Стивена Вайнберга « Первые три минуты ». Спустя несколько недель его первая встреча с космологами Стэнфордского университета превратилась в череду несовместимых жаргонов.

Сегодня Гут — знаменитая икона космологии. Инфляция, хотя и неполная теория, является стандартной «рабочей моделью», «доминирующей парадигмой» рождения Вселенной. Но означает ли это, что парадигма верна? «Конечно, деталей мы еще не знаем, но я думаю, что это очень убедительно, что основной механизм инфляции верен», — говорит Гут, ныне работающий в Массачусетском технологическом институте. Доказательств в пользу все больше. Многие космологи считают, что это не может быть совпадением, и новые эксперименты могут окончательно закрыть дело в течение следующего десятилетия.

Теоретики предложили бесчисленные разновидности инфляции — среди них «старый» и «новый», «хаотический», «гибридный», «расширенный», «вечный» и «самовоспроизводящийся», даже «сверхъестественный» — но все они кипятят. вплоть до первоначальной концепции Гута: ошеломляюще короткое событие в самом начале большого взрыва, во время которого вся Вселенная изменилась от микроскопических до космических размеров. В принципе, подумал Гут, своего рода антигравитация — теперь люди говорят, что поле инфлатона (произносится как IN-flah-ton) — может заполнить пустое пространство энергией.Он понял, что эта «энергия вакуума» заставит ткань пространства расширяться, но при этом не растворяется. Следовательно, если у вас есть Вселенная размером с каплю, заполненная энергией вакуума, через мгновение у вас будет капля в два раза больше и наполненная вдвое большей энергией; еще одно мгновение, и оно будет в четыре раза больше, потом в шестнадцать. Другими словами, экспоненциальный рост. Что отличает многие разновидности инфляции, так это природа инфлатона.

Неизвестные западным космологам, Андрей Линде и Геннадий Чибисов в Советском Союзе думали об энергии вакуума, а Алексей Старобинский в начале 1979 года придумал механизм инфляции.Однако, по словам Линде, который сейчас работает в Стэнфордском университете, «Старобинский не знал, почему это может быть интересно».

Инфляция — это интересно, понял Гут, не только потому, что она помогает с его магнитными монополями. Инфляция может решить две космологические загадки. Во-первых, это очевидная плоскостность пространства. Согласно общей теории относительности Альберта Эйнштейна, материя искривляет пространство, а это означает, что правила евклидовой геометрии не действуют в точности. Но в очень большом масштабе Вселенная кажется плоской, а звезды и галактики создают только небольшие выпуклости.Другой загадкой была скучная гладкость ранней Вселенной, а вместе с ней в основном равномерное распределение галактик, которое телескопы видят в небе сегодня.

Поверхность очень надутого шара выглядит практически плоской. Точно так же кажущаяся плоскостность нашей Вселенной может быть результатом космической инфляции.

журнал симметрии

Вселенная, которая резко расширилась во время инфляции, понял Гут, обязательно будет очень близка к плоской, так же как поверхность воздушного шара становится все менее и менее искривленной по мере того, как воздушный шар надувается.В то же время Вселенная была бы взрывом настолько маленькой области, что колебания температуры и плотности были бы очень небольшими, что объясняет ее гладкость.

Космологи вскоре посчитали, что инфляция, создавая очень однородную Вселенную, также объясняет, почему и как ранний космос был достаточно комковатым, чтобы в первую очередь могли образоваться звезды и галактики. В 1982 году Джим Бардин из Вашингтонского университета и другие подсчитали, что инфляция предсказала так называемые возмущения плотности в космическом бульоне, возникшие в результате Большого взрыва.Возмущения плотности, как полагали космологи еще до Гута, должны иметь довольно точный характер, называемый масштабной инвариантностью, и Бардин показал, что инфляция согласуется с этим.

С тех пор все эти предсказания были подтверждены с возрастающей точностью благодаря обширным исследованиям галактик, квазаров и, вернувшись в прошлое, космического микроволнового фона. Для космолога реликтовое излучение — то же самое, что самые ранние окаменелости для естествоиспытателя. Это, в буквальном смысле, послесвечение Большого взрыва, путешествующего в течение последних 14 миллиардов лет во всех направлениях космоса.Его электромагнитные волны растягивались во время расширения Вселенной, и теперь осталось микроволновое излучение.

Именно открытие реликтового излучения в 1960-х убедило людей в самой идее большого взрыва. Однако сначала реликтовое излучение казалось полностью однородным — без признаков возмущений плотности — до тех пор, пока в 1992 году в эксперименте НАСА COBE, наконец, не были обнаружены небольшие флуктуации, порядка одной части из 100000. Последующие эксперименты, кульминацией которых стали результаты прошлогоднего исследования микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP), нашли поразительное подтверждение масштабной инвариантности.Данные WMAP также дали наиболее убедительные намеки на плоскостность Вселенной, что привело к еще одной победе над инфляцией.

Еще в начале 1980-х многие космологи не думали, что флуктуации реликтового излучения будут обнаружены в течение их жизни. «Я действительно никогда не думал, что кто-то когда-либо сможет измерить эти вещи», — говорит Гут. «Я думал, что мы рассчитывали просто ради удовольствия. И теперь они измеряют их с такой высокой точностью — это действительно просто фантастика ».

Но хотя эксперименты показали, что инфляция «очень убедительна», как осторожно выразился Гут, не было достигнуто большого прогресса в том, как инфляция работает в первую очередь.

Модель в оригинальной статье Гута, опубликованной в 1980 г. в журнале « Physical Review D », по общему признанию, не сработала. Майкл Тернер из Чикагского университета, принимавший участие в расчетах Бардина возмущений плотности, говорит, что Гут проявил смелость. «Одна из поразительных черт статьи [Гута], — говорит Тернер, — заключалась в том, что он сказал:« Послушайте, ребята, модель, которую я предлагаю, не работает. Я могу доказать, что это не работает. Но я думаю, что основная идея действительно важна ».

На самом деле «старая» инфляция Гута закончилась слишком быстро и слишком беспорядочно.«Изящный выход» был необходим для того, чтобы Вселенная была отдаленно похожа на нашу. В 1982 году Пауль Стейнхардт, другой соавтор расчетов Бардина, вместе с Андреасом Альбрехтом решил проблему изящного выхода; Linde также самостоятельно нашла решение. Их «новая» инфляция работала, изменяя форму потенциальной функции, своего рода математические американские горки, определяющие свойства инфлатона.

Большинство механизмов, предложенных с тех пор, основаны на тщательной корректировке формы гипотетической потенциальной функции.Кажется, ничто не было слишком убедительным. «Все эти модели кажутся такими неудобными и такими тонко настроенными», — говорит Марк Уайз, космолог из Калифорнийского технологического института.

Физикам нужна теория, которая избегает таких уловок, которая показывает, как все должно быть, исходя из первых принципов — или, по крайней мере, с минимально возможным количеством предположений. «Тонкая настройка» — наоборот.

Это были две проблемы точной настройки, два таких неправдоподобных действия по уравновешиванию, которые должна была решить инфляция.«Вы пытаетесь объяснить некоторые особенности Вселенной, которые кажутся точными, например, ее однородность или плоскостность, — говорит Стейнхардт, ныне работающий в Принстонском университете, — но вы делаете это с помощью механизма, который сам требует точной настройки. И то беспокойство, которое было с самого начала, остается и сейчас ». По словам Альбрехта, который сейчас работает в Калифорнийском университете в Дэвисе, инфляция — это еще не теория: «На данный момент это скорее хорошая идея».

Линде и другие даже заметили, что из-за инфляции бесчисленное, а может быть, и бесконечное множество вселенных могут вырасти из энергии вакуума, как пузыри, каждая со своими фундаментальными природными константами.Это будет окончательная коперниканская революция, когда весь наш космос станет незначительным пузырем в пене непонятной «мультивселенной». В таком случае точная настройка может быть всего лишь случайностью.

Большинство физиков считают, что решение загадки больше, чем когда-либо, зависит от прогресса в физике элементарных частиц. В конце 1970-х годов для молодых физиков-физиков, таких как Гут, Альбрехт и Стейнхардт, ранняя Вселенная внезапно стала горячей темой. Кажется, это снова так. «Я действительно чувствую, что космология приобретает тот оттенок, который был у нее 25 лет назад», — говорит Альбрехт.К счастью, говорит Гут, обмен идеями улучшился после того, как его общение со стэнфордскими космологами прервалось. «Теперь, я думаю, все признают, что между этими двумя областями существует тесная взаимосвязь».

А открытие в 1998 году ускоряющегося расширения Вселенной только сделало эти связи более загадочными. Текущее ускорение, хотя и не такое взрывоопасное, как инфляция, может быть вызвано формой антигравитации, которую Тернер назвал темной энергией. Квантовая теория, лежащая в основе физики элементарных частиц, допускает существование энергии вакуума.Проблема в том, что квантовая теория предсказывает энергию вакуума, которая намного сильнее, чем что-либо реалистичное. В этом, отмечает Гут, нет ничего нового. «Энергия вакуума, — говорит он, — была навязчивым вопросом для теоретиков элементарных частиц с момента появления квантовой теории поля в 1930-х годах».

Все большее число физиков-теоретиков начинают думать, что эти и другие проблемы в конечном итоге найдут свое решение в предполагаемой окончательной теории всего. «Космология движется к описанию вещей в терминах теории струн», — говорит Гут.Теория струн — это амбициозная, но все же гипотетическая попытка объединить все законы физики в одну математическую структуру. Все частицы и силы природы можно было бы объяснить как ноты, играемые крошечными вибрирующими струнами, живущими в десяти- или одиннадцатимерном мире.

Космология, говорит теоретик струн Фермилаб Джо Ликкен, возможно, слишком упрощенно изображала раннюю Вселенную. «В отличие от игрушечных моделей, когда вы дойдете до теории струн, вы либо решите все сразу, либо ничего не решите», — говорит Ликкен.Но до недавнего времени никто не знал, как объяснить инфляцию с помощью теории струн. «Дело не в том, что теория струн не может создать инфлатон», — говорит Ликкен; проблема в том, что произведено слишком много.

По словам Линде, тревожный сигнал прозвучал на конференции в Мумбаи в 2001 году, когда Эд Виттен из Принстона, признанный гуру теории струн, признал, что не знает, как объяснить инфляцию с помощью теории струн. «Сначала, — шутит Линде, — теоретики струн сказали:« Слишком плохо для инфляции », а космологи сказали:« Слишком плохо для теории струн.Однако вскоре Linde начал сотрудничать с несколькими теоретиками струн, в том числе с Евой Сильверстайн из SLAC и Шамитом Качру, и начал исправлять ситуацию.

В теории струн, говорит Качру, кандидаты в инфлатоны — это то, что определяет форму пространства в дополнительных измерениях, невидимых для нас. В предыдущих расчетах, по мере развития инфляции, геометрия дополнительных измерений сходила с ума, скручиваясь калачиком или выходя из-под контроля. В статье, опубликованной в прошлом году Качру и Линде совместно с Ренатой Каллош из Стэнфорда и Сандипом Триведи из Института фундаментальных исследований Тата, Индия, был сделан прорыв.«У нас есть новые теоретические инструменты для исправления этих форм», — говорит Качру.

Это был огромный шаг вперед, — говорит Ликкен, не имеющий отношения к исследованию. Это было чудо, которое застало многих специалистов врасплох. «Я бы сказал, что до того, как мы сможем это сделать, осталось 10 лет», — говорит он.

Как могло бы выглядеть ночное небо над Чикаго, если бы наши глаза могли видеть в микроволновом спектре. (Излучение телевизионных антенн выглядело бы очень ярким, но не показано.)

WMAP / Sandbox Studio

Авторы признают, что это только обнадеживающий первый шаг.Во-первых, «вязкая» инфляция, по-видимому, требует очень сложной тонкой настройки, как обнаружил Линде в статье с семью другими авторами. Линде говорит, что для него это был рекорд. «Причина в том, что восемь авторов провели точную настройку параметров для получения хорошей инфляции», — говорит он.

Тем не менее, новые разработки вызвали значительный ажиотаж, который некоторые критики окрестили «Стэнфордской пропагандой». Некоторых беспокоит то, что результаты Линде и теоретиков струн, кажется, указывают на «ландшафт» возможных вселенных — опять же, на мультивселенную непредсказуемых пузырей.По словам Стейнхардта, это вовсе не прогресс, а «регресс теории». «Люди начинают разводить руками и говорить о пейзажах», — говорит он. «Подумайте, с чего мы начали. Мы собирались все объяснить, теперь мы почти ничего не объясняем ».

Вместе с Нилом Туроком из Кембриджского университета и другими сотрудниками Стейнхард в течение последних трех лет разрабатывал идею, которая полностью избавила бы от инфляции. В их циклической модели Вселенной наша Вселенная была бы частью большей Вселенной, одной из двух параллельных трехмерных мембран, разделенных крошечной щелью в четвертом измерении.Столкновение двух мембран высвободило бы достаточно энергии, чтобы вызвать Большой взрыв — фактически, множество больших взрывов, происходящих с регулярными интервалами, возможно, в несколько триллионов лет. Стейнхардт говорит, что их подход является «целостным», потому что он одновременно объясняет Большой взрыв и темную энергию. «При условии, что большой взрыв — это что-то послушное, что-то, через что вещи могут пройти от до и после, [наша модель] может произвести однородность, плоскостность и возмущения плотности, которые вы получаете от инфляции». По его словам, периодический большой взрыв также решит «проблему сингулярности» — вопрос о том, что было до Большого взрыва.Это то, чего не может сделать инфляция, потому что она начинается с сингулярности, момента времени, когда законы физики нарушаются.

Lykken говорит, что циклическая вселенная могла бы быть очень хорошей идеей, но она все еще находится в зачаточном состоянии. «Именно в тот момент, когда вы больше всего интересуетесь, когда мембраны вроде как подпрыгивают, вы начинаете заниматься физикой, которую еще недостаточно изучили», — говорит он. «Итак, вы обменяли одно, чего не понимаете [сингулярность], на другое, чего не понимаете».

И, в нынешнем виде, циклическая модель также нуждается, как вы уже догадались, в тонкой настройке.Но Стейнхардт считает, что это выглядит не менее многообещающе, чем инфляция.

Новые эксперименты могут разрешить многие из этих вопросов в ближайшие десять лет или около того. Новые данные, поступающие от WMAP, и особенно от Planck, зонда, который Европейское космическое агентство планирует запустить в 2007 году, значительно улучшат картину неба реликтового излучения. «Прямо сейчас мы измерили, что Вселенная плоская с точностью до 2 процентов», — говорит Тернер. «Это очень хорошо. Но к тому времени, когда Планк закончит, мы упадем до одной десятой процента.И я думаю, что это будет гораздо более зрелищный тест ».

Но хотя инфляция предсказывает плоскостность, плоскостность не подразумевает инфляции — для этого могут быть другие причины. То же самое относится к масштабной инвариантности возмущений плотности, рассчитанной Бардином, Стейнхардтом и Тернером. Но, по словам Тернера, нынешний предел погрешности не позволяет отличить инфляцию от «ванильной» масштабной инвариантности. «Одна из вещей, которую я пытался подчеркнуть в течение двадцати с лишним лет, — это то, что инфляция не предсказывает масштабную инвариантность.Он предсказывает почти масштабную инвариантность », — говорит он. Если бы более точные измерения могли показать разницу, это могло бы стать большим успехом для инфляции.

Практически все эксперты согласны с тем, что в конечном итоге окончательное доказательство может быть получено на основе наблюдений совершенно нового типа. Общая теория относительности Эйнштейна предсказывает, что инфляция высвободила бы гравитационные волны, деформации в геометрии пространства, которые с тех пор путешествовали бы по Вселенной. К настоящему времени эти волны, вероятно, были бы слишком слабыми, чтобы их измерить — никто никогда не делал.Но некоторые следы их прохождения могли повлиять на раннюю Вселенную, оставив замороженную во времени рябь на изображении реликтового излучения. Сначала космологи думали, что эти отметки будут настолько слабыми, что они будут затоплены возмущениями плотности. Но в 1997 году две разные команды независимо друг от друга выяснили, что гравитационные волны оставляют характерный след. «Это дало нам надежду на измерение гравитационных волн, даже если они оказывают гораздо меньшее влияние, чем флуктуации плотности», — говорит Альберт Стеббинс из Fermilab, член одной из команд.

Новое поколение радиотелескопов разрабатывается для поиска гравитационных волн. Измерения могут быть очень сложными или даже невозможными. Но потом экспериментаторы снова и снова побеждали скептиков, и результаты казались некогда научной фантастикой. «Кажется, теперь это происходит почти каждый год», — говорит Гут.

На данный момент Гут закрепил свои идеи инфляции в космологическом каноне. В Адлерском планетарии и астрономическом музее в Чикаго выставка чествует великих астрономов и космологов прошлого, от Галилея и Коперника до Гершеля и Хаббла.А в конце выставки — с примечанием, указывающим на то, что эта работа все еще продолжается, — записная книжка Алана Гута с его первоначальными расчетами и «ЗНАЧИТЕЛЬНОЙ РЕАЛИЗАЦИЕЙ». Подобно земной космологии Птолемея, также представленной на выставке, инфляция могла быть одной из идей, которые были настолько влиятельными в свое время, что они все еще рассматриваются как веха, хотя они и оказались ошибочными. Только время покажет, останется ли идея Гута надолго или же ее заменит еще одна коперниканская революция.

Примечание редактора: похоже, идея Гута действительно существует. См. «Физики находят доказательства космической инфляции» о мартовском объявлении 2014 г., сделанном коллаборацией BICEP2.

Новые данные подтверждают теорию Стэнфордского физика о том, как возникла Вселенная

10-метровый телескоп Южного полюса и телескоп BICEP (фоновое изображение космической внегалактической поляризации) на фоне Млечного Пути. BICEP2 недавно обнаружил гравитационные волны в космическом микроволновом фоне, открытие, которое поддерживает теорию космической инфляции о том, как возникла Вселенная.(Фото: Кейт Вандерлинде, Национальный научный фонд)

Стэнфордский отчет, 17 марта 2014 г.

Обнаружение гравитационных волн экспериментом BICEP2 на Южном полюсе подтверждает теорию космической инфляции о том, как возникла Вселенная. Открытие, сделанное отчасти доцентом Чао-Линь Куо, поддерживает теоретические работы Андрея Линде из Стэнфорда.

Видео Курта Хикмана

Доцент Чао-Линь Куо (справа) сообщает об открытии профессору Андрею Линде.

Почти 14 миллиардов лет назад вселенная, в которой мы живем, возникла в результате необычного события, которое положило начало Большому взрыву. За первую мимолетную долю секунды Вселенная расширилась экспоненциально, простираясь далеко за пределы обзора лучших современных телескопов. Все это, конечно, только теория.

Исследователи из коллаборации BICEP2 сегодня объявили о первых прямых доказательствах, подтверждающих эту теорию, известных как «космическая инфляция». Их данные также представляют собой первые изображения гравитационных волн или ряби в пространстве-времени.Эти волны были описаны как «первые толчки Большого взрыва». Наконец, данные подтверждают глубокую связь между квантовой механикой и общей теорией относительности.

«Это действительно захватывающе. Мы сделали первое прямое изображение гравитационных волн или ряби в пространстве-времени на изначальном небе и проверили теорию о сотворении всей вселенной», — сказал Чао-Линь Куо, помощник профессор физики в Национальной ускорительной лаборатории Стэнфорда и SLAC, а также соруководитель коллаборации BICEP2.

Эти революционные результаты были получены в результате наблюдений с помощью телескопа BICEP2 космического микроволнового фона — слабого свечения, оставшегося после Большого взрыва. Крошечные колебания этого послесвечения дают ключ к разгадке условий в ранней Вселенной. Например, небольшая разница в температуре на небе показывает, где части Вселенной были более плотными, в конечном итоге сгущаясь в галактики и скопления галактик.

Поскольку космический микроволновый фон представляет собой форму света, он проявляет все свойства света, включая поляризацию.На Земле солнечный свет рассеивается атмосферой и становится поляризованным, поэтому поляризованные солнцезащитные очки помогают уменьшить блики. В космосе космический микроволновый фон рассеялся на атомах и электронах и тоже стал поляризованным.

«Наша команда искала особый тип поляризации, называемый« B-режимами », который представляет собой искажение или« завиток »в поляризованных ориентациях древнего света», — сказал со-руководитель BICEP2 Джейми Бок, профессор физики в Калифорнийский технологический институт и Лаборатория реактивного движения НАСА (JPL).

Гравитационные волны сжимают пространство по мере своего перемещения, и это сжатие создает отчетливую картину на космическом микроволновом фоне. Гравитационные волны имеют «направленность», очень похожую на световые волны, и могут иметь левую и правую поляризацию.

«Закрученный узор в B-моде является уникальным признаком гравитационных волн из-за их ручного управления», — сказал Куо.

Команда исследовала пространственные масштабы на небе от 1 до 5 градусов (от 2 до 10 ширины полной луны).Для этого они поставили эксперимент на Южном полюсе, чтобы воспользоваться его холодным, сухим и стабильным воздухом, что позволяет четко регистрировать слабый космический свет.

«Южный полюс — это самое близкое расстояние, на которое вы можете попасть в космос и при этом оставаться на земле», — сказал один из главных исследователей BICEP2 Джон Ковач, доцент астрономии и физики Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики, который руководил развертыванием и исследованием. наука эксплуатация проекта. «Это одно из самых сухих и чистых мест на Земле, идеально подходящее для наблюдения за слабыми микроволнами от Большого взрыва.«

Исследователи были удивлены, обнаружив сигнал поляризации B-моды, значительно более сильный, чем ожидали многие космологи. Команда анализировала свои данные более трех лет, чтобы исключить любые ошибки. Они также рассмотрели, может ли пыль в нашей галактике создавать наблюдаемую картину, но данные показывают, что это маловероятно.

«Это было похоже на поиск иголки в стоге сена, но вместо этого мы нашли лом», — сказал со-руководитель Клем Прайк, доцент физики и астрономии в Университете Миннесоты.

Физик Алан Гут официально предложил теорию инфляции в 1980 году, когда он был докторантом в SLAC, как модификацию традиционной теории Большого взрыва. Вместо того, чтобы Вселенная начиналась как быстро расширяющийся огненный шар, Гут предположил, что Вселенная чрезвычайно быстро надувается из крошечного кусочка пространства и становится экспоненциально больше за доли секунды. Эта идея сразу же привлекла к себе большое внимание, потому что она могла предоставить уникальное решение многих сложных проблем стандартной теории Большого взрыва.

Однако, как сразу понял Гут, который сейчас является профессором физики в Массачусетском технологическом институте, некоторые предсказания в его сценарии противоречили данным наблюдений. В начале 1980-х годов русский физик Андрей Линде преобразовал модель в концепцию, названную «новая инфляция», а затем снова в «вечную хаотическую инфляцию», обе из которых дали предсказания, которые близко соответствовали реальным наблюдениям за небом.

Линде, ныне профессор физики в Стэнфорде, не мог скрыть своего волнения по поводу этой новости.«Эти результаты — дымящийся пистолет для инфляции, потому что альтернативные теории не предсказывают такой сигнал», — сказал он. «Это то, что я надеялся увидеть уже 30 лет».

Измерения инфляционных гравитационных волн

BICEP2 представляют собой впечатляющее сочетание теоретических рассуждений и передовых технологий. Стэнфорд внес в это открытие не только Куо, который разработал детекторы поляризации. Кент Ирвин, профессор физики из Стэнфорда и SLAC, также провел новаторскую работу по сверхпроводящим датчикам и системам считывания, используемым в эксперименте.В исследовании также участвовало несколько исследователей, в том числе Куо, связанный с Институтом астрофизики элементарных частиц и космологии Кавли (KIPAC), который поддерживается Стэнфордом, SLAC и Фондом Кавли.

BICEP2 — это вторая стадия скоординированной программы экспериментов BICEP и Keck Array, в которой участвуют соруководители. Эти четыре директора — Джейми Бок (Калифорнийский технологический институт / Лаборатория реактивного движения), Джон Ковач (Гарвард), Чао-Линь Куо (Стэнфорд / SLAC) и Клем Прайк (UMN). Все вместе работали над настоящим результатом вместе с талантливыми командами студентов и ученых.Другие крупные учреждения, сотрудничающие с BICEP2, включают Калифорнийский университет в Сан-Диего; Университет Британской Колумбии; Национальный институт стандартов и технологий; Университет Торонто; Кардиффский университет; и Commissariat à l’Energie Atomique.

BICEP2 финансируется Национальным научным фондом (NSF). NSF также управляет Южнополярной станцией, где расположены BICEP2 и другие телескопы, используемые в этой работе. Фонд Кека также внес большой вклад в строительство телескопов команды.НАСА, Лаборатория реактивного движения и Фонд Мура щедро поддержали разработку массивов сверхчувствительных детекторов, которые сделали эти измерения возможными.

Технические подробности и журнальные статьи можно найти на веб-сайте версии BICEP2: http://bicepkeck.org

Контакт для СМИ

Бьорн Кэри, Служба новостей Стэнфорда: офис: (650) 725-1944, сотовый: (207) 749-8698, [email protected]

Теория инфляционной Вселенной | Encyclopedia.com

Теория инфляционной Вселенной предлагает короткий период чрезвычайно быстрого ускоряющегося расширения в очень ранней Вселенной, до эры преобладания радиации, называемой горячим Большим взрывом . Считается, что это ускорение вызывается квантовым полем (по сути, какой-то экзотической материей) с отталкивающим гравитационным эффектом. Этого можно достичь, если давление поля чрезвычайно велико и отрицательно (в отличие от обычного вещества, которое имеет положительное давление).

Конкретным примером является скалярное поле , связанное с потенциальной энергией. Такое поле «скатывается» по энергетической поверхности, определяемой потенциалом, и, если оно медленно катится, может действовать как эффективная космологическая постоянная, вызывая экспоненциальное расширение с постоянным ускорением.В эту эпоху любая материя или плотность излучения, кроме плотности скалярного поля, ничтожны; остается почти постоянная плотность энергии поля, которую часто называют ложным вакуумом , потому что он ведет себя как высокоэнергетический вакуум в квантовой теории поля. Каждые 10-37 секунд размер надувающегося пятна удваивается, а его плотность энергии остается постоянной, поэтому общая масса в этой области увеличивается в огромных раз. Инфляция заканчивается распадом отталкивающего материала на смесь вещества и излучения, причем этот распад происходит за счет квантовых процессов, подобных радиоактивному распаду обычного вещества.Образующийся в результате горячий расширяющийся газ является отправной точкой для эры горячего Большого взрыва в ранней Вселенной.

Этот сценарий дает объяснение некоторых загадок космологии: почему Вселенная такая большая, почему она такая однородная и почему почти плоская (ученые не могут обнаружить крупномасштабные эффекты пространственной кривизны, связанные с общей теорией относительности). Что наиболее важно, этот сценарий дает объяснение происхождения крупномасштабной структуры во Вселенной: скопления галактик возникают из-за начальных возмущений, вызванных квантовыми флуктуациями в очень ранней Вселенной, которые значительно усиливаются в размере за счет инфляционного расширения Вселенной и амплитуда из-за гравитационной нестабильности после разделения вещества и излучения.Главный триумф теории состоит в том, что предсказанные ею тонкие изменения космического фонового излучения наблюдались со спутников и воздушных шаров.

Одна популярная версия теории ( Хаотическая инфляция, ) предполагает, что все больше инфляционных пузырей генерируются и расширяются до огромных размеров, так что в самых больших масштабах Вселенная представляет собой вечно воспроизводящуюся пеноподобную структуру с чередованием инфляции и пост-инфляции. регионы инфляции. Однако следует отметить, что это предположение не поддается наблюдению.В самом деле, несмотря на свои успехи, инфляция еще не является полностью разработанной физической теорией; в частности, поле (или поля), вызывающее инфляцию (инфлатон ), не было ни идентифицировано, ни доказано, что оно действительно существует. Более того, остаются различные теоретические загадки, например проблема того, как именно закончится инфляция, насколько вероятно, что инфляция преуспеет в начале в чрезвычайно неоднородной и анизотропной ситуации, и насколько успешной может быть инфляция в сглаживании Вселенной при произвольных начальных условиях. разрешается.(Космология является анизотрофной, если физическая ситуация кажется совершенно иной, когда мы наблюдаем с разных направлений в небе.) Несмотря на эти теоретические проблемы и трудности в проверке предложенной физики, инфляция в настоящее время является доминирующей объяснительной парадигмой для физики раннего периода. Вселенная. Он вызвал огромный интерес, поскольку обеспечивает важную связь между физикой элементарных частиц и космологией, позволяя использовать космологические наблюдения для проверки теорий физики элементарных частиц.

См. Также Теория большого взрыва; Космология, физические аспекты; Физика, частица; Physics, Quantum

Библиография

guth, alan.