Инфляционная модель Вселенной

Инфляционная модель Вселенной (лат. inflatio “вздутие”) – гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10²⁸ К), предполагающая период ускоренного, по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной, расширения⁽¹⁾.

(1)               Инфляционное расширение Вселенной, рассматриваемое в этой теории, нельзя путать с инфляцией, имеющей место в теории Большого взрыва. Их принципиальное различие состоит в том, что в первом случае инфляция предшествует Большому взрыву. В ТБВ она происходит после взрыва.

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом. Однако ключевой вклад в ее развитие внесли советские астрофизики А. Стробинский, А. Линде, В.Муханов и ряд других.

Основная идея теории инфляции заключается в том, что Большой взрыв не был началом и моментом рождения Вселенной, а ему предшествовали по меньшей мере две эпохи: инфляции и постин­фляционного разогрева.

Согласно инфляционной тео­рии, стадии горячего Большого взрыва предшествовала стадия быстрого... расширения Вселенной (стадия инфляции –прим. автора). По окончании инфляции наступила более или менее продолжи­тельная стадия постинфляционного разогрева, в результате которо­го вакуумоподобная энергия в конце концов перешла в тепло.

      Д. С. Горбунов и В. А. Рубаков “ Введение в теорию ранней Вселенной”.

То есть инфляционная теория утверждает, что Большой взрыв являлся лишь фазовым переходом от состояния холодной инфляции к некоей горячей фазе формирования Вселенной. Поэтому сейчас принято Большой взрыв называть “горячим Большим взрывом“. Этим подчеркивается, что если Большой взрыв и имел место, то это случилось уже после разогрева.

Алан Гут, автор теории инфляции, так характеризует свое детище:

Инфляция - это не просто теория исходного (предельного) начала, но теория эволюции, которая объясняет, по существу, все, что мы видим во­круг нас, начавшись почти из ничего.

Для понимания инфляционной теории необходимо  четко уяснить, что перед Большим взрывом имел место период гигантского раздувания пространственной протяженности ранней Вселенной. После этого раздувания (инфляции) дальнейшая эволюция Вселенной перешла в стандартную модель, которая была разработана в ТБВ.  

Синяя и красная линия – традиционный сценарий Большого взрыва, когда все начинается в момент времени t=0, включая и само пространство-время. В инфляционном сценарии (желтый) мы никогда не приходим к моменту, в котором пространство принимает сингулярное состояние. Оно может стать сколько угодно малым в прошлом, а время продолжается бесконечно.

По поводу первоначальных размеров Вселенной практически все сторонники теории инфляции придерживаются мнения, что она возникла из квантовых размеров, потом достигла размера примерно в 1 см³, а далее расширялась на много десятков порядков.

Что же привело к инфляции?

Вот мнение по этому вопросу Пола Стейнхарта⁽²⁾:

Инфляцию порождает инфляционная энергия особого типа, которая вместе с гравитационными силами заставила раннюю Вселенную стремительно расшириться за очень короткий промежуток времени. Экстремально большая плотность инфляционной энергии обладает необычным свойством - она практически не меняется при расширении. Наиболее же удивительное ее свойство заключается в том, что гравитационное поле инфляционной энергии обладает не притяжением, а отталкиванием, которое и обусловливает такое быстрое  расширение  нашего  мира.

                         “За и против космологической инфляции”

(2) Пол Стейнхарт (Paul Steinhardt) - директор Центра теоретической науки в Принстоне, член Национальной академии наук, лауреат премии им. П. Дирака (2002) за вклад в развитие теории космологической инфляции.

Существует множество версий о том, что именно может служить источником инфляционной энергии. Основная из них -  существование некого скалярного поля⁽³⁾,  называемого “инфлатоном”.

(3) Скалярным полем называется часть пространства (или все пространство), каждой точке Р которой соответствует численное значение скалярной величины u.

Поле инфлатона, обладая отрицательным давлением, генерировало огромное гравитационное отталкивание, которое “растаскивало” пространство в разные стороны. Этот процесс и есть инфляция. Инфляция длилась ничтожно малый промежуток времени. Ее длительность составила всего 10^-35с. Однако за это время объем Вселенной мог увеличиться до 10⁹⁰ раз. Такое практически мгновенное и гигантское расширение в полной мере можно назвать инфляционном взрывом.

Во время быстрого увеличения объема пространства, энергия инфлатонного поля стремилась к своему минимуму. Материя и излучение возникли в конце фазы инфляции, в тот момент, когда этот минимум был достигнут.  

           После окончания расширения произошла стадия постинфляционного разогрева, включающая в себя несколько этапов, таких как – распад инфлатонного конденсата, рождение частиц и их дальнейшая эволюция в соответствии со Стандартной моделью.

Может ли  наличие инфлатона в тот момент, когда инфляция подошла к концу, объяснить столь громадное количество материи/энергии, содержащееся в современной Вселенной? Оказывается, инфляция может легко это сделать. Дело в том, что поле инфлатона является “гравитационным паразитом” - оно питается гравитацией. Так что полная энергия поля инфлатона возрастает по мере того как пространство расширяется. Математика показывает, что плотность энергии поля инфлатона остается постоянной в течение фазы быстрого инфляционного расширения, поскольку заключенная в нем полная энергия растет прямо пропорционально объему пространства. Размер Вселенной в ходе инфляции возрастает как минимум в 10³⁰ раз, т. е. объем - в 10⁹⁰ раз. Следовательно,  энергия, заключенная в поле инфлатона, возрастает также в 10⁹⁰ раз к концу инфляционной фазы примерно через 10^-35 с после ее начала⁽⁴⁾.

(4) Полная аналогия с возрастанием темной энергии, которая приводит к ускоренному расширению Вселенной.

Это значит, что в начале инфляции полю инфлатона не нужно иметь много энергии, поскольку гигантское расширение, порожденное инфлатоном, увеличит, заключенную в нем энергию. Расчет показывает, что крохотный кусочек пространства приблизительно 10^-26 см в поперечнике, заполненный однородным полем инфлатона, в ходе последующего инфляционного расширения приобретает такое количество энергии, которого хватает на всю нашу Вселенную.

В результате инфляции образуется пространство, заполненное почти однородно распределенным веществом. Это именно та конфигурация, которая необходима для создания стрелы времени, направленной в сторону возрастания энтропии, и позволяющая устранить одно из основных противоречий ТБВ.

 Почему постинфляционное пространство было таким однородным?

Даже если Вселенная в самом начале своего существования обладала большими неоднородностями масс и энергий, то последующее резкое экспоненциальное расширение могло бы их сгладить. После окончания инфляионного периода Вселенная могла бы продолжать расширяться уже по инерции, в полном согласии с теорией Большого взрыва и уже обладая необходимыми условиями для формирования звезд и галактик, чтобы, развиваясь, породить наблюдаемое нами сегодня состояние.

Пол Стейнхарт  “За и против космологической инфляции”

Хотя инфляция и сглаживает начальные неоднородности, но делает это не полностью. За счет квантовых эффектов небольшие флуктуации все же остаются. Именно они и послужили своеобразными зародышами для образования будущих звезд и галактик.

Как и любое другое исследование, теория инфляции имеет ряд проблем и не решенных вопросов. Они, в основном, связаны с возникновением поля инфлатона и его параметрами, а также с временными характеристиками процессов, которые описываются в рамках теории.

Итак, самое главное: горячий Большой взрыв - не начало Вселенной, а только фазовый переход в процессе расши­рения Вселенной и ее движения от состояния холодной инфляции к горячей фазе; к рождению вещества и переходу его в состояние сверхгорячей плазмы. При этом расширение становится медленнее, чем на фазе инфляции. Инфляция начинается с планковских размеров Вселенной, но затем достигает очень больших размеров и очень высокой температуры. Введение предшествующих горячему БВ стадий, с точки зрения космологии и физики, успешно решает все проблемы, относящиеся к начальным данным эпохи горячего Большого взрыва, и в конечном итоге объясняет плоскостность, однородность и изотропию наблюдаемой Вселенной.

   Д. С. Горбунов и В. А. Рубаков “ Введение в теорию ранней Вселенной”.